შინაარსზე გადასვლა

ვარსკვლავი

ბმულების რედაქტირება
Checked
მასალა ვიკიპედიიდან — თავისუფალი ენციკლოპედია
სხვა მნიშვნელობებისთვის იხილეთ ვარსკვლავი (მრავალმნიშვნელოვანი).
ვარსკვლავების ევოლუციის ინფოპლაკატი. ეს სურათი წარმოდგენას შეგიქმნით ზოგადად ვარსკვლავებზე, მათ მასშტაბებზე, დაბადებასა და სიკვდილზე.
ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესების რეგიონი მაგელანის დიდ ნისლეულში. NASA/ESA-ს ფოტო
ხელოვნური ფერებით აწყობილი მზის სურათი — G ტიპის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, უახლოესი დედამიწასთან.

ვარსკვლავი — პლაზმის მასიური და კაშკაშა სფერო, რომელიც თავისივე გრავიტაციითაა შეკავებული. დედამიწასთან მდებარე უახლოესი ვარსკვლავი მზეა, რომელიც პლანეტის ძირითადი ენერგიის წყაროა. დედამიწიდან ღამით ზოგიერთი სხვა ვარსკვლავიც ჩანს; ისინი პატარა წერტილებად ჩნდება ცაზე, რადგან დედამიწიდან ძალიან შორ მანძილზე მდებარეობს. ისტორიულად, ყველაზე ცნობილი ვარსკვლავები დაჯგუფებული იყო თანავარსკვლავედებად და ასტერიზმებად, კაშკაშა ვარსკვლავებმა კი თავიანთი შესაფერისი სახელები მიიღო. ვარსკვლავთა ვრცელი კატალოგი ასტრონომებმა შექმნეს, რომელიც სტანდარტიზირებულ ვარსკვლავურ აღნიშვნებს უზრუნველყოფს.

ვარსკვლავი წყალბადისა და ჰელიუმის თერმობირთვული სინთეზის (რომელიც მის ბირთვში მიმდინარეობს) წყალობით ანათებს და გამოყოფს ენერგიას, რომელიც ვარსკვლავის შიდა ნაწილს გაივლის და შემდეგ გარე კოსმოსში გამოსხივდება. როგორც კი წყალბადი ბირთვში გამოილევა, ბუნებრივად არსებული, ჰელიუმზე მძიმე თითქმის ყველა ელემენტი წარმოიქმნება ვარსკვლავური თერმობირთვული სინთეზის დროს, ხოლო ზოგიერთ ვარსკვლავში კი ზეახლად ანთებისას დაწყებული თერმობირთვული სინთეზით. სიცოცხლის დასასრულს ვარსკვლავი შეიცავს გადაგვარებულ მატერიას. ასტრონომებს ვარსკვლავის მოძრაობაზე, სიკაშკაშესა და სპექტრზე დაკვირვებით შეუძლიათ განსაზღვრონ მასა, ასაკი, ქიმიური შედგენილობა და მისი სხვა მრავალი თვისება. ვარსკვლავის მთლიანი მასა მისი ევოლუციისა და საბოლოო ბედის მთავარი განმსაზღვრელია. სხვა მახასიათებლები, როგორებიცაა ტემპერატურა და დიამეტრი, მისი სიცოცხლის განმავლობაში იცვლება, ხოლო ვარსკვლავის გარემო კი მის ბრუნვასა და მოძრაობაზე დიდად მოქმედებს. ვარსკვლავების ტემპერატურისა და სიკაშკაშის ერთმანეთზე დამოკიდებულებით დალაგდა ვარსკვლავები, რომელსაც „ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამა“ ეწოდება, მოკლედ კი ჰ-რ დიაგრამით მოიხსენიებენ. ეს კი საშუალებას იძლევა, მნათობის ასაკი და ევოლუციური მდგომარეობა განისაზღვროს.

ვარსკვლავის სიცოცხლე იწყება წყალბადით, ჰელიუმითა და მცირე რაოდენობით მძიმე ელემენტებით გაჯერებული გაზური ნისლეულის გრავიტაციული კოლაფსით (ჩაშლით). როცა ვარსკვლავის ბირთვი საკმარისად მკვრივია, წყალბადი ჰელიუმად თერმობირთვული სინთეზით გადაიქცევა და ამ პროცესისას უზარმაზარი ენერგია გამოიყოფა.[1] ვარსკვლავის შიგნეულობის ნარჩენს ენერგია ბირთვიდან გარეთ გამოაქვს რადიაციული და კონვექციური პროცესების კომბინაციით. ვარსკვლავის შიდა წნევა გრავიტაციას ხელს უშლის, რომ ჩაშალოს ის. როგორც კი წყალბადი ბირთვში ამოიწურება, ვარსკვლავი, სულ ცოტა მზის 0,4-ის ტოლი მასით,[2] ფართოვდება და ხდება წითელი გიგანტი. ზოგ შემთხვევაში კი ხდება სხვა უფრო მძიმე ელემენტების სინთეზი ბირთვში ან ბირთვის გარშემო არსებულ გარსებში. ვარსკვლავი შემდეგ ევოლუციონირებს გადაგვარებულ ფორმაში, რადგან ამუშავებს თავისი მატერიის პორციებს ვარსკვლავთშორის გარემოში, სადაც ის ხელს შეუწყობს ვარსკვლავთა ახალი თაობის ფორმირებას მძიმე ელემენტების უფრო დიდი რაოდენობით.[3] ამასობაში, ბირთვი ვარსკვლავური ნარჩენი ხდება: თეთრი ჯუჯა, ნეიტრონული ვარსკვლავი ან (თუ საკმარისად მასიურია) შავი ხვრელი.

ბინარული (ორმაგი) და მრავალვარსკვლავიანი სისტემა მოიცავს ორ ან მეტ ვარსკვლავს, რომელიც გრავიტაციულად ერთმანეთთანაა დაკავშირებული და ძირითადად, ერთმანეთის გარშემო ბრუნავენ სტაბილურ ორბიტებზე. როცა ორ ასეთ მნათობს შედარებით ახლო ორბიტა აქვს, მათი გრავიტაციული ურთიერთქმედება მნიშვნელოვან დარტყმას მიაყენებს მათ ევოლუციას.[4] ვარსკვლავებით შეიძლება ჩამოყალიბდეს გრავიტაციულად უფრო მეტად დაკავშირებული სტრუქტურა, როგორებიცაა ვარსკვლავთგროვა ან გალაქტიკა.

დაკვირვებათა ისტორია

ხალხი ვარსკვლავებში ფორმებს უძველესი დროიდან ხედავდა.[5] ეს არის 1690 წელს შესრულებული ნახატი, რომელზეც ასახულია ლომის თანავარსკვლავედი. ნახატი იოჰანეს ჰეველის ეკუთვნის.[6]
ლომის თანავარსკვლავედი ისეა გამოსახული, როგორც შეუიარაღებელი თვალით ჩანს. ხაზები ხელოვნურადაა დამატებული.

ისტორიულად, ვარსკვლავები ცივილიზაციებისთვის მნიშვნელოვან როლს თამაშობდა მთელი მსოფლიოს მასშტაბით. ისინი რელიგიური რიტუალების ნაწილი იყო და გამოიყენებოდა ციური ნავიგაციისა და ორიენტაციისათვის. ძველ ასტრონომებს სჯეროდათ, რომ ვარსკვლავები სამარადჟამოდ უცვლელად იყო მიბმული ციურ სფეროზე. ასტრონომებმა პირობითად დააჯგუფეს ვარსკვლავები თანავარსკვლავედებად და მათ იყენებდნენ პლანეტათა მოძრაობის დასადგენად და მზის პოზიციის გასარკვევად.[6] მზის მოძრაობამ ვარსკვლავების ფონზე (და ჰორიზონტის) საფუძველი ჩაუყარა კალენდრების შექმნას, რომლებიც გამოიყენებოდა სამეურნეო საქმიანობისთვის.[7] გრიგორიანული კალენდარი, რომელიც თითქმის ყველგან გამოიყენება მსოფლიოს მასშტაბით, მზის კალენდარია, რომელიც დაფუძნებულია დედამიწის ბრუნვის ღერძის მზის მიმართ დახრის კუთხესთან.

უძველესი ზუსტად დათარიღებული ვარსკვლავური დიაგრამა ძველ ეგვიპტურ ასტრონომიაში გამოჩნდა ძვ. წ. 1534 წელს [8]. ყველაზე ადრეული ვარსკვლავური კატალოგი მესოპოტამიის ბაბილონელმა ასტრონომებმა მეორე ათასწლეულის მიწურულს შექმნეს.[9]

პირველი ვარსკვლავური კატალოგი ბერძნულ ასტრონომიაში არისტილმა შექმნა დაახლოებით ძვ. წ. 300 წელს ტიმოჰარისის დახმარებით.[10] ჰიპარქეს ვარსკვლავურ კატალოგში 1020 ვარსკვლავი შედის და პტოლემეს ვარსკვლავურ კატალოგთან აიგივებენ.[11] ჰიპარქე ცნობილია პირველი ზეახლის აღმომჩენის სახელით.[12] თანავარსკვლავედების და ვარსკვლავების სახელები, რომლებიც დღეს გამოიყენება, ბერძნული ასტრონომიიდან მომდინარეობს.

ცის უცვლელობის მიუხედავად, ჩინელმა ასტრონომებმა იცოდნენ, რომ ახალი ვარსკვლავების დაბადება შესაძლებელი იყო.[13] ახ. წ. 185 წელს, ისინი ზეახლის პირველი დამკვირვებლები და აღმწერები იყვნენ. ზეახლის სახელია SN 185. ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავური მოვლენა, რომელიც ისტორიაში ჩაიწერა, იყო ზეახალი SN 1006,[14] რომელიც 1006 წელს დაიმზირებოდა და ეგვიპტელმა ასტრონომმა ალი იბნ რიდუანმა და რამდენიმე ჩინელმა ასტრონომმა აღწერა.[15] ზეახალი SN 1054, რომელმაც კიბორჩხალის ნისლეული წარმოქმნა, ასევე, ჩინელი და მუსლიმი ასტრონომების მიერ დაიმზირებოდა.[16][17][18]

შუა საუკუნეების მუსლიმმა ასტრონომებმა მრავალ ვარსკვლავს არაბული სახელები დაარქვეს, რომლებიც დღესაც გამოიყენება. მათ გამოიგონეს მრავალი ასტრონომიული ინსტრუმენტი, რომლებსაც შეეძლო გამოეთვალა ვარსკვლავების ადგილმდებარეობა. მათ ააშენეს პირველი დიდი კვლევითი ობსერვატორიის ინსტიტუტი ძირითადად იმისათვის, რომ შეექმნათ „ზიჯის“ ვარსკვლავური კატალოგები.[19] მათ შორის იყო „უძრავი ვარსკვლავების წიგნი“, რომელიც სპარსელმა ასტრონომმა აბდ ალ-რაჰმან ალ-სუფიმ შეადგინა. ის აკვირდებოდა ვარსკვლავებს, ვარსკვლავთგროვებსა (ვარსკვლავ Omicron Velorum-ისა და Brocchi-ს გროვის ჩათვლით) და გალაქტიკებს (ანდრომედას გალაქტიკის ჩათვლით).[20]

იოზეფ პუგის თანახმად, ანდალუზიელმა ასტრონომმა იბნ ბაჯაჰმა ივარაუდა, რომ „ირმის ნახტომი“ მრავალი ვარსკვლავისგან შედგებოდა, რომლებიც თითქმის ერთმანეთთან იყო მიკრული და ჩანდა უწყვეტ სურათად, რომელიც გამოწვეული იყო სუბლუნარული მატერიის გარდატეხის ეფექტისგან. მან თავისი დაკვირვების დასამტკიცებლად გამოიყენა მტკიცებულება იუპიტერისა და მარსის შეერთებით 500 AH-ზე.[21] ადრეული ევროპელი ასტრონომები, როგორიცაა ტიხო ბრაჰე, ახალ ვარსკვლავებს (მოგვიანებით ზეახალი დაერქვა) აფიქსირებდნენ ღამის ცაზე, რაც იმის მტკიცებულება იყო, რომ ცა მუდმივი არ იყო. 1584 წელს ჯორდანო ბრუნომ წამოაყენა ვარაუდი, რომ ვარსკვლავები მზის მსგავსი იყო და ჰყავს პლანეტები, შეიძლება დედამიწის მსგავსებიც კი, თავიანთ ორბიტებზე.[22] ეს იდეა ბევრად ადრე წამოაყენეს უძველესმა ბერძენმა ფილოსოფოსებმა, დემოკრიტემ და ეპიკურემ,[23][24] და შუა საუკუნეების მუსლიმმა კოსმოლოგებმა, როგორიც იყო ალ-დინ ალ-რაზი.[25] მომდევნო საუკუნეში, იმ იდეაზე, რომ ვარსკვლავები ისეთივე იყო, როგორიც მზეა, ასტრონომები შეთანხმდნენ. იმის ასახსნელად, თუ ეს ვარსკვლავები რატომ არ ახდენს გრავიტაციულ ზეგავლენას მზის სისტემაზე, ნიუტონმა ჩამოაყალიბა იდეა, რომ ვარსკვლავები თანაბრად იყო განაწილებული ყველა მიმართულებით. ამ იდეას კი ბიძგი მისცა თეოლოგმა რიჩარდ ბენტლიმ.[26]

იტალიელმა ასტრონომმა ჯემინიანო მონტანარიომ 1667 წელს დააფიქსირა ცვლილებები ვარსკვლავ „ალგოლის“ სიკაშკაშეში. ედმუნდ ჰალეიმ „უძრავი“ ვარსკვლავური წყვილის ჩვეული მოძრაობის პირველი გაზომვები გამოაქვეყნა, რითაც აჩვენა, რომ მათი ადგილმდებარეობა შეიცვალა ბერძენი ასტრონომების, პტოლემესა და ჰიპარქეს,[22] დროის შემდეგ.

უილიამ ჰერშელი პირველი ასტრონომი იყო, რომელმაც ვარსკვლავების ცაში განაწილების განსაზღვრა სცადა. 1780-იანებში მან გაზომვათა სერია ჩაატარა 600 მიმართულებით და დაითვალა ხედვის თითოეულ ხაზზე დანახული ვარსკვლავი. აქედან მან დაასკვნა, რომ ვარსკვლავების რიცხვი ცის ერთ მხარეს, „ირმის ნახტომის“ ბირთვის მიმართულებით, საგრძნობლად იზრდება. მისმა შვილმა, ჯონ ჰერშელმა, გაიმეორა ეს კვლევა სამხრეთ ნახევარსფეროზე და აღმოაჩინა შესაბამისი ზრდა იმავე მიმართულებით.[27] უილიამ ჰერშელმა სხვა მიღწევებთან ერთად თავის აღმოჩენაში შენიშნა, რომ ზოგი ვარსკვლავი მარტივად არ მდებარეობს იმავე ხედვის ხაზზე. ისინი ფიზიკური კომპანიონებია, რომლებიც ორმაგ ვარსკვლავურ სისტემებს აყალიბებს.

ვარსკვლავური სპექტროსკოპიის მეცნიერება პირველად იოზეფ ფონ ფრაუნჰოფერმა და ანჯელო სეკიმ შემოიტანეს. სხვა ვარსკვლავების, მაგალითად „სირიუსის“, სპექტრის მზესთან შედარებით მათ აღმოაჩინეს სხვაობა ამ ვარსკვლავების შთანმთქმელი ხაზების სიგრძესა და რაოდენობაში — ბნელი ხაზები ვარსკვლავურ სპექტრში გამოწვეულია ატმოსფეროს მიერ სპეციფიკური სიხშირეების შთანთქმით. 1865 წელს სეკიმ ვარსკვლავების სპექტრულ კატეგორიებად კლასიფიცირება დაიწყო.[28] თუმცა, ვარსკვლავური კლასიფიკაცის თანამედროვე სქემა ანა ქენონმა 1900-იან წლებში შექმნა.

ალფა კენტავრი A და B სატურნის დისკოზე

ვარსკვლავამდე მანძილის პირდაპირი დადგენა (61 Cygni 11,4 სინათლის წლის მოშორებით) 1838 წელს ფრიდრიხ ბესელმა პარალაქსის ტექნიკით მოახერხა. პარალაქსურმა გაზომვებმა აჩვენა ვარსკვლავების უკიდეგანო დაშორება ცაზე.[22] ორმაგ ვარსკვლავებზე დაკვირვებებმა ზრდადი მნიშვნელობა XIX საუკუნეში მიიღო. 1834 წელს ფრიდრიხ ბეზელმა დააფიქსირა ცვლილებები ვარსკვლავ „სირიუსის“ ჩვეულ მოძრაობაზე დაკვირვებით და აღმოაჩინა დამალული კომპანიონი. ედუარდ პიკერინგმა პირველი სპექტროსკოპული ორმაგობა 1899 წელს აღმოაჩინა, როცა ის აკვირდებოდა ვარსკვლავ „მიცარის“ სპექტრული ხაზების პერიოდულ რღვევას 104 დღიანი პერიოდით. მრავალი ორმაგი ვარსკვლავური სისტემის დეტალური კვლევები ჩაატარეს ასტრონომებმა უილიან სტრავმა და შერბარნ ბურნემმა, რის შედეგადაც ორბიტალური ელემენტების გამოთვლის საფუძველზე ვარსკვლავების მასების განსაზღვრა შესაძლებელი გახდა. ორმაგი ვარსკვლავების ორბიტაზე წარმოქმნილი პრობლემა პირველად ფელის სევერიმ გადაჭრა 1827 წელს.[29] XX საუკუნეში ვარსკვლავების შესწავლის წარმატებაში უდიდესი ნაბიჯები იდგმებოდა. ფოტოსურათი ღირებული ასტრონომიული ხელსაწყო გახდა. კარლ შვარცშილდმა აღმოაჩინა, რომ ვარსკვლავის ფერი და აქედან გამომდინარე, ტემპერატურა, შესაძლებელია მისი ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდის ფოტოგრაფიულ ვარსკვლავიერ სიდიდესთან შედარებით განისაზღვროს. ფოტოელექტრული ფოტომეტრის განვითარებამ ხელი შეუწყო ვარსკვლავიერი სიდიდის უზუსტეს გაზომვებს მრავალი ტალღის სიგრძის ინტერვალში. 1921 წელს ალბერტ მაიკელსონმა ვარსკვლავის დიამეტრი პირველად გაზომა ჰუკერის ტელესკოპზე მიმაგრებული ინტერფერომეტრით.[30]

მნიშვნელოვანი თეორიული მუშაობა ვარსკვლავების ფიზიკურ სტრუქტურაზე XX საუკუნის პირველ ათწლეულებში მოხდა. 1913 წელს ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამა შეიქმნა, რომელმაც ვარსკვლავების ასტროფიზიკურ შესწავლას მისცა ბიძგი. ვარსკვლავური ევოლუციისა და ვარსკვლავის შიგნეულობის აღსაწერად წარმატებული მოდელები იქმნებოდა. სესილია პეინ-გაპოსჩკინმა თავის 1925 წლის სადოქტორო ნაშრომში [31] პირველმა წამოაყენა იდეა, რომ ვარსკვლავები ძირითადად შედგებოდნენ წყალბადისა და ჰელიუმისაგან. კვანტური ფიზიკის წარმატებასთან ერთად ვარსკვლავების სპექტრი უფრო სიღრმისეულად იქნა გაგებული. ამან კი საშუალება მისცა, ვარსკვლავური ატმოსფეროს ქიმიური შედგენილობა განსაზღვრულიყო.[32]

რამდენიმე ზეახალს თუ არ ჩავთვლით, ძირითადად ადგილობრივი ჯგუფის გალაქტიკების ინდივიდუალურ ვარსკვლავებზე[33] ტარდებოდა კვლევები, განსაკუთრებით კი „ირმის ნახტომის“ ხილულ ნაწილში.[34] თუმცა, დაკვირვება ხდებოდა ქალწულის გროვაში არსებულ M100 გალაქტიკის ვარსკვლავებზე, რომელიც დედამიწიდან დაახლოებით 100 მილიონი სინათლის წლითაა დაშორებული.[35] ადგილობრივ ზეგროვაში ვარსკვლავთგროვების დანახვა შესაძლებელიa და თანამედროვე ტელესკოპებით, რომელთაც ადგილობრივ გროვაში ცალკეული მკრთალი ვარსკვალვების დანახვაც კი შეუძლია.[36] თუმცა, ადგილობრივი ზეგროვის გარეთ არც ცალკეული ვარსკვლავი და არც ვარსკვლავთგროვა დაუფიქსირებიათ. ერთადერთი გამონაკლისია უზარმაზარი ვარსკვლავური გროვის ფოტო, რომელიც ასობით ათას ვარსკვლავს შეიცავს და ერთი მილიარდი სინათლის წლითაა დაშორებული [37] — 10-ჯერ უფრო შორი, ვიდრე მანამდე აღმოჩენილი ყველაზე შორეული ვარსკვლავური გროვა.

სახელწოდებები

ამ ფოტოში ხედავთ ლურჯ ვარსკვლავებს, რომელთაც „ჩამორჩენილი ლურჯები“ ეწოდება ჰ-რ დიაგრამაზე მათი ადგილმდებარეობის გამო.

ცნობილია, რომ თანავარსკვლავედებზე წარმოდგენა ჯერ კიდევ ბაბილონურ პერიოდში არსებობდა. ცის უძველესი დამკვირვებლები ვარსკვლავთა შესამჩნევ წყობაში ფორმას ამჩნევდნენ და ისინი ამ ფორმებს ბუნებას ან თავიანთ მითებს უკავშირებდნენ. ამ წარმონაქმნებიდან 12 ეკლიპტიკის სიგრძივ მდებარეობს და ეს გახდა ასტროლოგიის საფუძველი.[38] შესამჩნევ ცალკეულ ვარსკვლავებს სახელებს არქმევდნენ, უმეტესად კი არაბულ და ლათინურ სახელწოდებებს.

როგორც თანავარსკვლავედებსა და მზეს, ისე ცალკეულ ვარსკვლავებს, საკუთარი მითები ჰქონდა.[39] უძველესი ბერძნებისთვის ზოგი „ვარსკვლავი“, რომელსაც პლანეტის (პლანეტა ბერძნულად მოხეტიალეს ნიშნავს) სახელით იცნობდნენ, წარმოადგენდა სხვადასხვა მნიშვნელოვან ღვთაებებს, რისგანაც მოდის პლანეტათა სახელები: „მერკური“, „ვენერა“, „მარსი“, „იუპიტერი“ და „სატურნი“[39] (ურანი და ნეპტუნიც, ასევე, ბერძნული და რომაული ღვთაებებია, მაგრამ მანამდე არც ერთი მათგანი არ იყო ცნობილი, რადგან მათ ძალიან დაბალი სიკაშკაშე აქვთ და ამიტომ ძველმა ასტრონომებმა ისინი ვერ აღმოაჩინეს. მათ ეს სახელები გვიანდელი ასტრონომების მიერ შეერქვა).

დაახლოებით 1600-იან წლებში თანავარსკვლავედები გამოიყენებოდა ცის შესაბამის რეგიონში არსებული ვარსკვლავების სახელების დასარქმევად. გერმანელმა ასტრონომმა იოჰან ბეიერმა ვარსკვლავების რუკისა და კუთვნილი ბერძნული ასოების სერიები შექმნა, როგორც თითოეულ თანავარსკვლავედში არსებული ვარსკვლავების სახელწოდებები. მოგვიანებით ვარსკვლავის პირდაპირ ასვლაზე დაფუძნებული ნუმერაციული სისტემა გამოიგონეს და ჯონ ფლემსტიდის ვარსკვლავურ კატალოგს დაემატა მის წიგნში „Historia coelestis Britannica“, სადაც ამ ნუმერაციულ სისტემას „ფლემსტიდის აღნიშვნა“ ან „ფლემსტიდის ნუმერაცია“ ეწოდა.[40][41]

ვარსკვლავების სახელების დარქმევის ერთადერთი საერთაშორისო ოფიციალური ორგანო არის „საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირი“.[42] კერძო კომპანიების გარკვეული ნაწილი ვარსკვლავების სახელებს ჰყიდის, რომელსაც „ბრიტანული ბიბლიოთეკა“ არაკონტროლირებად კომერციულ საწარმოს [43][44] უწოდებს. თუმცა, „საერთაშორისო ასტრონომიულმა კავშირმა“ უარი თქვა ამ კომერციულ საქმიანობაზე და მათ მიერ დარქმეულ სახელებს ის არც ადასტურებს და არც იყენებს.[45] ვარსკვლავების სახელების დამრქმევი ასეთი კომპანია არის „საერთაშორისო ვარსკვლავური რეგისტრატურა“, რომელიც 1980-იანებში დაადანაშაულეს ცრუ საქმიანობაში: ისინი ავრცელებდნენ, რომ მათ მიერ დარქმეული სახელები ოფიციალური იყო.

საზომი ერთეულები

მიუხედავად იმისა, რომ ვარსკვლავური პარამეტრების გამოსახვა შესაძლებელია SI ან CGS სისტემებში, ხშირად უფრო მოსახერხებელია მასის, სიკაშკაშისა და რადიუსის გამოსახვა მზიურ ერთეულებში, რომელიც მზის მახასიათებლებზეა დაფუძნებული:

მზის მასა: M⊙ = 1.9891 × 1030 კგ.[46]
მზის სიკაშკაშე: L⊙ = 3.827 × 1026 ვატი[46]
მზის რადიუსი R⊙ = 6.960 × 108 მ.[47]

დიდი სიგრძეების გასაზომად, როგორიცაა გიგანტური ვარსკვლავის რადიუსი ან ორმაგი ვარსკვლავური სისტემის დიდი ნახევარღერძი, ხშირად იყენებენ ასტრონომიულ ერთეულს (აე) — საშუალო მანძილი მზიდან დედამიწამდე (150 მილიონი კილომეტრი).

წარმოქმნა

ვარსკვლავები წარმოიქმნება შედარებით მაღალი სიმკვრივის ფართო რეგიონებში, თუმცა, მისი სიმკვრივე გაცილებით მცირეა ვაკუუმის კამერის სიმკვრივეზე. ამ რეგიონებს მოლეკულური ღრუბლები ეწოდება და უმეტესად წყალბადით, 23-28 % ჰელიუმით, ხოლო მცირე რაოდენობით შედარებით მძიმე ელემენტებითაა გაჯერებული. ვარსკვლავთწარმომქმნელი რეგიონის ერთ-ერთი ყველაზე ცნობილი მაგალითი ორიონის ნისლეულია.[48] როცა მასიური ვარსკვლავები მოლეკულური ღრუბლისგან წარმოიქმნება, ისინი ამ ღრუბლებს მძლავრად ანათებენ. ვარსკვლავს ასევე შეუძლია წყალბადის იონიზაცია და, აქედან გამომდინარე, H II რეგიონის წარმოქმნმა.

ყველა ვარსკვლავი თავისი სიცოცხლის უმეტესობას მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავად ატარებს, რომელიც საწვავად წყალბადის თერმობირთვული რეაქციების საშუალებით ჰელიუმად გადაქცევის პროცესს იყენებს. თუმცა, განსხვავებული მასის მქონე ვარსკვლავებს შესამჩნევად განსხვავებული თვისებები აქვს განვითარების სხვადასხვა ეტაპებზე. მასიური ვარსკვალვების საბოლოო ბედი განსხვავდება ნაკლებად მასიური ვარსკვლავების ბედისაგან. ამიტომ ასტრონომები ვარსკვლავებს მასის მიხედვით აჯგუფებენ:[49]

  • დაბალი მასის ვარსკვალვები (მზის ჩათვლით) 0,5-1,8/2,2 მზის მასით (დამოკიდებულია შედგენილობაზე). ასეთი ვარსკვლავი შედის აგგ-ში, სადაც ის წარმოქმნის გადაგვარებულ ჰელიუმის ბირთვს.
  • შუალედური მასის ვარსკვლავი გადის ჰელიუმის სინთეზს და წარმოქმნის გადაგვარებულ ნახშირბად-ჟანგბადის ბირთვს. მასიური ვარსკვლავების მინიმალური მასა შეიძლება 7-10 მზის მასა იყოს, მაგრამ შეიძლება 5-6 მზის მასასაც გაუტოლდეს. ამ ვარსკვლავებში მიმდინარეობს ნახშირბადის სინთეზი, მათი სიცოცხლე კი ბირთვული ჩაშლით გამოწვეული ზეახლის ანთებით მთავრდება.

პროტოვარსკვლავის წარმოქმნა

ვარსკვლავის ფორმირება მოლეკულურ ღრუბელში გრავიტაციული არასტაბილურობით იწყება, რომელიც გამოწვეულია შედარებით მაღალი სიმკვრივის რეგიონების მიერ: ხშირად ახლოს მდებარე ზეახლის ანთებით გამოწვეული დარტყმითი ტალღებით, სხვადასხვა მოლეკულური ღრუბლების შეჯახებით ან გალაქტიკების შეჯახებით. როგორც კი რეგიონი მატერიის საკმარის სიმკვრივეს მიაღწევს, რომ დააკმაყოფილოს ჯინსის არასტაბილურობის კრიტერიუმები, ის საკუთარი გრავიტაციული ძალით იწყებს ჩაშლას.[50]

მხატვრის წარმოსახვა მკრვივ მოლეკულურ ღრუბელში ვარსკვლავის დაბადებაზე. ნასას ფოტო

როცა ღრუბელი კოლაფსირებს, მკვრივი მტვრისა და გაზის ცალკეული ნაწილი წარმოქმნის „ბოკის ბურთულებს“. როდესაც სფერული (ან ბურთულა) კოლაფსირებს და სიმკვრივე იზრდება, გრავიტაციული ენერგია სითბოდ გარდაიქმნება და ტემპერატურა იზრდება. პროტოვარსკვლავური ღრუბელი როცა მიაღწევს ჰიდროსტატიკური წონასწორობის სტაბილურ მდგომარეობას, ბირთვში პროტოვარსკვლავი ფორმირდება.[51] ეს მთავარ მიმდევრობამდელი ვარსკვლავები ხშირად გარშემორტყმულია პროტოპლანეტარული დისკოთი და ძირითადად გრავიტაციული ენერგიით იკვებება. გრავიტაციული შეკუმშვის პერიოდი 10-დან 15 მილიონ წელიწადამდე გრძელდება.

ადრეულ ვარსკვლავებს 2 მზის მასით „T Tauri ვარსკვლავები“ ეწოდება, ხოლო უფრო დიდი მასის მქონეებს — „ჰერბიგ Ae/Be ვარსკვლავები“. ეს ახლად წარმოქმნილი ვარსკვლავები გაზის ჭავლებს თავიანთი ბრუნვის ღერძის სიგრძივ ასხივებენ, რომელმაც შეიძლება კოლაფსირებადი ვარსკვლავის კუთხური სიჩქარე შეამციროს და შედეგად მიიღება „ჰერბიგ-ჰაროს ობიექტები“.[52][53] ამ ჭავლებს უახლოესი მასიური ვარსკვლავებიდან წამოსული გამოსხივების დახმარებით შეუძლია გაფანტოს გარშემორტყმულლი ღრუბელი იმ რეგიონიდან, სადაც ვარსკვლავი წარმოიქმნა.[54]

ადრეულ განვითარებაში T Tauri ვარსკვლავები მიჰყვება „ჰაიაშის მიმდევრობას“ — ისინი იკუმშებიან და მათი სიკაშკაშე მცირდება, ხოლო ტემპერატურა თითქმის იგივე რჩება. ნაკლებად მასიური T Tauri ვარსკვლავები ამ კვალს მიჰყვებიან მთავარ მიმდევრობამდე, ხოლო უფრო მასიურები გადადიან „ჰენიის კვალზე“.

მთავარი მიმდევრობა

მთავარი სტატია: მთავარი მიმდევრობა.

ვარსკვლავი თავისი სიცოცხლის 90 %-ს წყალბადისა და ჰელიუმის სინთეზში ატარებს. ასეთ ვარსკვლავი მთავარი მიმდევრობისაა და ჯუჯა ვარსკვლავი ეწოდება. ვარსკვლავი დაბადებისას მთავარ მიმდევრობაში ხვდება და ჰელიუმის მარაგი მასში საკმაოდ იზრდება, ბირთვული სინთეზი ბირთვში ნელ-ნელა იზრდება, როგორც ვარსკვლავის ტემპერატურა და სიკაშკაშე.[55] მაგალითისთვის, მეცნიერთა გამოთვლით, მზის სიკაშკაშე 40 %-ით გაიზარდა მას შემდეგ, რაც ის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი გახდა 4,6 მილიარდი წლის წინ.[56]

ყოველი ვარსკვლავი წარმოქმნის ნაწილაკების ვარსკვლავურ ქარს, რომელიც იწვევს გაზის უწყვეტ გამოდენას კოსმოსში. ვარსკვლავთა უმეტესობისთვის მასის დაკარგვა უმნიშვნელოა. მზე წელიწადში 10−14 მზის მასას კარგავს,[57] ან დაახლოებით მთლიანი მასის 0,01 %-ს თავისი მთლიანი სიცოცხლის განმავლობაში. თუმცა, ძალიან მასიური ვარსკვლავები 10−7-დან 10−5-მდე მზის მასას კარგავს ყოველ წელს, რაც მნიშვნელოვნად მოქმედებს მათ ევოლუციაზე.[58] ის ვარსკვლავი, რომლის დაბადება 50 მზის მასით იწყება, მთავარ მიმდევრობაში ყოფნისას თავისი მასის ნახევარს კარგავს.[59] ვარსკვლავის მთავარ მიმდევრობაში ყოფნის ხანგრძლივობა დამოკიდებულია საწვავის რაოდენობაზე, რომლის სინთეზიც უნდა მოახდინოს, და ტემპზე, რომელზეც ის ასინთეზირებს საწვავს, ე. ი. მის საწყის მასასა და სიკაშკაშეზე. მეცნიერთა შეფასებით, მზის სიცოცხლე, დაახლოებით, 10 მილიარდი წელიწადია. მასიური ვარსკვლავები საწვავს ძალიან სწრაფად მოიხმარს და ამიტომ მათი სიცოცხლის ხანგრძლივობა მცირეა. მცირე მასის ვარსკვლავები, პირიქით, ძალიან ნელა მოიხმარს საწვავს. 0,25 მზის მასაზე ნაკლებ ვარსკვლავებს, რომელთაც წითელი ჯუჯები ეწოდება, შეუძლია თავიანთი მთლიანი მასა მოიხმაროს საწვავად, ხოლო ვარსკვლავებს 1 მზის მასით თავიანთი მასის მხოლოდ 10%-ის გამოყენება შეუძლია საწვავად. საწვავის ნელა მოხმარებისა და შედარებით დიდი გამოყენებადი საწვავის მარაგის კომბინაციით, ვარსკვლავის ევოლუციური გამოთვლებით, 0,25 მზის მასის ტოლ ვარსკვლავს შეუძლია 1 ტრილიონი წელიწადი იცოცხლოს, ხოლო ყველაზე ნაკლებად მასიური ვარსკვლავი (0,08 მზის მასა) 12 ტრილიონი წელიწადი იცოცხლებს.[60] სიცოცხლის დასასრულს წითელი ჯუჯები ჩვეულებისამებრ, უფრო და უფრო მკრთალები ხდებიან. თუმცა, რადგანაც ასეთი ვარსკვლავების სიცოცხლის ხანგრძლივობა სამყაროს ასაკზე (13,7 მილიარდი წელიწადი) მეტია, 0,85 მზის მასაზე[61] დაბალ ვარსკვლავს არ გადაუხვევია მთავარი მიმდევრობიდან.

ჰერცშპრუნგ-რასელის ვარსკვლავური დიაგრამა

მასის გარდა, ჰელიუმზე მძიმე ელემენტები მნიშვნელოვან როლს თამაშობს ვარსკვლავების ევოლუციაში. ასტრონომები ჰელიუმზე მძიმე ელემენტებს „მეტალებს“ უწოდებენ და ამ ელემენტების ქიმიურ კონცენტრაციას — „მეტალურობას“. მეტალურობას შეუძლია გავლენა მოახდინოს ხანგრძლივობაზე, რომლის განმავლობაშიც ვარსკვლავი საწვავს მოიხმარს, აკონტროლოს მაგნიტური ველების ფორმირება[62] და შეცვალოს ვარსკვლავური ქარის სიძლიერე.[63] უფრო ხნიერ, II პოპულაციის ვარსკვლავებს არსებითად ნაკლები მეტალურობა აქვს, ვიდრე უფრო ახალგაზრდა, I პოპულაციის ვარსკვლავს, რადგან იმ მოლეკულური ღრუბლის შემადგენლობაზეა დამოკიდებული, რომლებშიც ეს ვარსკვლავები წარმოიქმნა. დროთა განმავლობაში ეს ღრუბლები საკმაოდ მდიდრდება მძიმე ელემენტებით, რადგან ხნიერი ვარსკვლავები კვდება და თავიანთი ატმოსფეროს ფენებს აფრქვევენ.

მთავარი მიმდევრობის შემდგომი ფაზა

როდესაც სულ მცირე 0,4 მზის მასის ვარსკვლავი თავის წყალბადის მარაგს ამოწურავს ბირთვში, მისი გარე შრეები ძალიან ფართოვდება და გრილდება, რის შედეგადაც წითელი გიგანტი წარმოიქმნება. დაახლოებით 5 მილიარდ წელიწადში, როცა მზე ამ ფაზაში შევა, ის თავის მაქსიმუმ რადიუსამდე გაფართოვდება — 1 ასტრონომიულ ერთეულამდე. ეს კი მის ახლანდელ ზომას 250-ჯერ აღემატება. როგორც გიგანტი, მზე ამჟამინდელი მასის 30%-ს დაკარგავს.[56][64]

2,25 მზის მასის წითელ გიგანტებში წყალბადი სინთეზს ბირთვის გარშემო არსებულ გარსში აგრძელებს.[65] საბოლოოდ ბირთვი იმდენადაა შეკუმშული, რომ ჰელიუმის სინთეზი იწყება და ვარსკვლავის რადიუსი თანდათან მცირდება და მისი ზედაპირის ტემპერატურა იზრდება. უფრო დიდი ვარსკვლავებისთვის ბირთვის რეგიონი წყალბადის სინთეზიდან პირდაპირ გადადის ჰელიუმის სინთეზში.[4]

მას შემდეგ, რაც ვარსკვლავი მოიხმარს ჰელიუმს ბირთვში, სინთეზი ნახშირბადისა და ჟანგბადის ცხელი ბირთვის გარშემო არსებულ გარსში გრძელდება. შემდეგ ვარსკვლავი იმ ევოლუციურ ბილიკს მიჰყვება, რომელიც თავდაპირველი წითელი გიგანტის ფაზის პარალელურია, ოღონდ ზედაპირის უფრო მაღალი ტემპერატურით.

მასიური ვარსკვლავები

ვარსკვლავი 9 მზის მასაზე მეტი მასით, ჰელიუმის წვის ფაზისას ფართოვდება და წარმოიქმნება წითელი ზეგიგანტი. როგორც კი ბირთვში ეს საწვავი ამოიწურება, ვარსკვლავი აგრძელებს ჰელიუმზე მძიმე ელემენტების სინთეზს.

ბირთვი იქამდე იკუმშება, სანამ ტემპერატურა და წნევა ნახშირბადის სინთეზისთვის არ იქნება საკმარისი. ეს პროცესი გრძელდება თანმიმდევრული საფეხურებით: ნეონით, ჟანგბადითა და სილიციუმით. ვარსკვლავის სიცოცხლის დასასრულს, სინთეზი გრძელდება ხახვის გარსისებრი სერიებით: თითოეული შრე განსხვავებული ელემენტის სინთეზირებას ახდენს, ხოლო ყველაზე კიდურა გარსი — წყალბადს, შემდეგი — ჰელიუმს და ა.შ.[66] საბოლოო საფეხური იწყება მაშინ, როცა მასიური ვარსკვლავი რკინის წარმოქმნას იწყებს. რადგანაც რკინის ბირთვი ყველა მძიმე ელემენტის ბირთვზე მჭიდროდ არის შეკრული, რკინის შემდეგ სინთეზი აღარ წარმოქმნის ენერგიას — პირიქით, ის მოიხმარს მას. ამგვარად, რადგან რკინის ბირთვი ყველაზე მჭიდროდაა შეკრული, ვიდრე სხვა მძიმე ელემენტები, ენერგიის გამოთავისუფლება ატომის გახლეჩითაც შეუძლებელია.[65] შედარებით ხნიერ და ძალიან მასიურ ვარსკვლავებში ინერტული რკინის უზარმაზარი ბირთვი შეიკვრება ვარსკვლავის ცენტრში. ამ ვარსკვლავებში უფრო მძიმე ელემენტებს შეუძლია თავიანთ გზაზე იმუშაოს ამ ვარსკვლავების ზედაპირზე, რის შედეგადაც ყალიბდება განვითარებული ობიექტები, რომელთაც ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები ეწოდება. ამ ვარსკვლავებს მკვრივი ვარსკვლავური ქარი აქვს, რომელიც გარე ატმოსფეროს აფრქვევს.

კოლაფსი

როცა ვარსკვლავის ბირთვი იკუმშება, გამოსხივების ინტენსივობა ზედაპირიდან იზრდება, რაც წარმოქმნის ისეთ გამოსხივებით წნევას გაზის გარე გარსზე, რომ ის გამოაგდებს ამ ფენებს, შედეგად კი პლანეტური ნისლეული წარმოიქმნება. გარე ატმოსფეროს გამოფრქვევის შემდეგ რაც დარჩა, ის თუ 1,4 მზის მასაზე ნაკლებია, იკუმშება შედარებით პაწაწინა ობიექტად, დაახლოებით დედამიწის ზომამდე, რომელსაც თეთრი ჯუჯა ეწოდება. თეთრ ჯუჯას არ აქვს საკმარისი მასა უფრო მძლავრი გრავიტაციული შეკუმშვა რომ წარმართოს.[67] ელექტრონგადაგვარებული მატერია თეთრ ჯუჯაში აღარაა პლაზმა, მიუხედავად იმისა, რომ ასეთი ვარსკვალვები პლაზმის სფეროებად ითვლება. საბოლოოდ, თეთრი ჯუჯა ძალიან გრძელი პერიოდის განმავლობაში შავ ჯუჯად გადაიქცევა.

კიბორჩხალის ნისლეული — ზეახლის ნარჩენები, რომელიც პირველად 1054 წელს დააფიქსირეს

მოზრდილ ვარსკვლავებში სინთეზი იქამდე გრძელდება, სანამ რკინის ბირთვი იმდენად არ გაიზრდება (1,4 მზის მასაზე მეტი), რომ საკუთარ მასას ვეღარ გაუძლოს. ეს ბირთვი უცებ ჩაიშლება, რადგან მისი ელექტრონები მის პროტონებს შეერწყმება და წარმოქმნის ნეიტრონებს, ნეიტრინოებსა და გამა სხივებს ელექტრონის დატყვევებისა და შებრუნებული ბეტა დაშლის პროცესში. ამ უეცარი კოლაფსის შედეგად წარმოქმნილი დარტმითი ტალღა მთლიანი ვარსკვლავის ზეახლად ანთებას იწვევს. ზეახალი იმდენად კაშკაშა ხდება, რომ მას შეუძლია მთლიანი გალაქტიკის სიკაშკაშეს ცოტა ხნით გადააჭარბოს. როცა ზეახალი ინთებოდა ირმის ნახტომში, შეუიარაღებელი თვალით დამკვირვებლები მას „ახალ ვარსკვალვს“ უწოდებდნენ.[68]

ზეახლად ანთება ვარსკვლავის მატერიის უდიდეს ნაწილს აფრქვევს და წარმოქმნის ნისლეულს, როგორიცაა კიბორჩხალის ნისლეული.[68] შემდეგ აქ რჩება ნეიტრონული ვარსკვლავი (რომელიც ზოგჯერ პულსარად ან რენტგენის სხივების მფრქვეველად იქცევა) ან უდიდესი ვარსკვლავების შემთხვევაში (იმდენად დიდი, რომ 4 მზის მასაზე მეტი მასის ნარჩენი დატოვოს), შავი ხვრელი.[69] ნეიტრონულ ვარსკვლავში მატერია ე. წ. ნეიტრონგადაგვარებულ მდგომარეობაში იმყოფება. გადაგვარებული მატერიის უფრო ეგზოტიკური ფორმა, QCD მატერია, შესაძლებელია ბირთვში არსებობს. შავ ხვრელში კი მატერია იმ მდგომარეობაშია, რომელიც ჯერჯერობით არ არის ცნობილი.

მომაკვდავი ვარსკვლავების გამოტყორცნილი გარე ფენები მძიმე ელემენტებს შეიცავს, რომლებიც შესაძლოა სხვა ახალი ვარსკვლავების ფორმირებისას გადამუშავდეს. ამ მძიმე ელემენტების წყალობით ხდება კლდოვანი პლანეტების ფორმირება. ზეახლიდან წამოსული მატერია და დიდი ვარსკვალვების ვარსკვლავური ქარი გადამწყვეტ როლს თამაშობს ვარსკვლავთშორისი სივრცის ფორმაზე.[68]

გავრცელება

თეთრი ჯუჯა ვარსკვლავი სირიუსის გარშემო (მხატვრის წარმოსახვა). ნასას ფოტო

იზოლირებული ვარსკვლავების დამატებით, მრავალვარსკვლავიანი სისტემა შეიძლება გრავიტაციულად ჩაჭერილ ორ ან მეტ ვარსკვლავს მოიცავდეს, რომლებიც ერთმანეთის ირგვლივ მოძრაობს. უმარტივესი და ყველაზე გავრცელები მრავალვარსკვლავიანი სისტემა ორმაგი ვარსკვლავია, მაგრამ სამი ან მეტი ვარსკვლავისგან შემდგარი სისტემაც არის აღმოჩენილი. ორბიტალური სტაბილურობის მიზეზისთვის ასეთი მრავალვარსკვლავიანი სისტემა ხშირად ორმაგი ვარსკვლავების იერარქიულ ნაკრებადაა მოწყობილი.[70] უფრო დიდი ჯგუფებიც არსებობს, რომელთაც ვარსკვლავთგროვები ეწოდება. ვარსკვლავების რაოდენობა იწყება ღია გროვებით, რომელშიც მხოლოდ რამდენიმე ვარსკვლავი შედის, და მთავრდება უზარმაზარი სფერული გროვებით, რომლებშიც ასობით ათასი მნათობი არსებობს.

დიდი ხანია ვარაუდობენ, რომ ვარსკვლავთა უმრავლესობა გრავიტაციულად ჩაჭერილ მრავალვარსკვლავიან სისტემებში არსებობს. ეს მართებულია ძალიან მასიური O და B კლასის ვარსკვლავებისთვის, სადაც, მიჩნეულია, რომ ამ ვარსკვლავთა უმეტესობა მრავალვარსკვლავიანი სისტემების ნაწილია. თუმცა, ცალკეული ვარსკვლავების სისტემების პროპორცია იზრდება უფრო მცირე ვარსკვლავებისთვის, რადგან წითელი ჯუჯების მხოლოდ 25 %-ს ჰყავს კომპანიონი. რადგანაც ვარსკვლავთა 85 % წითელი ჯუჯაა, ირმის ნახტომში დაბადებულ ვარსკვლავთა უმეტესობა იზოლირებულია.[71]

ვარსკვლავები სამყაროში ერთფეროვნად არ არის გავრცელებული. ისინი ჩვეულებრივ ჯგუფდებიან გალაქტიკებში ვარსკვლავთშორისი გაზთან და მტვერთან. ტიპური გალაქტიკა ასობით მილიარდ ვარსკვლავს შეიცავს, ხილულ სამყაროში კი 100 მილიარდზე მეტი გალაქტიკაა.[72] 2010 წლის ვარსკვლავთაღრიცხვამ აჩვენა, რომ ხილულ სამყაროში 300 სექსტილიონი (3 × 1023) ვარსკვლავია.[73] მართალია, მეცნიერებს ხშირად მიაჩნიათ, რომ ვარსკვლავები მხოლოდ გალაქტიკებში არსებობს, მაგრამ აღმოჩენილია გალაქტიკათშორისი ვარსკვლავებიც.[74]

დედამიწასთან მდებარე უახლოესი ვარსკვლავი, მზის გამოკლებით, არის პროქსიმა კენტავრი, რომელიც 39,9 ტრილიონი კილომეტრით ან 4,2 სინათლის წლითაა დაშორებული. ამ ვარსკვლავის მიმართულებით კოსმოსური შატლით რომ გავემგზავროთ ორბიტალური სიჩქარით (8 კმ/წმ — თითქმის 30 000 კმ/სთ), სულ რაღაც 150 000 წელიწადი დაგვჭირდება იქ მოსახვედრად.[75] ასეთი მანძილები ტიპურია გალაქტიკურ დისკოებში, მზის სისტემის მიდამოების ჩათვლით.[76] ვარსკვლავები ერთმანეთთან შეიძლება ძალიან ახლოს იყვნენ გალაქტიკის ცენტრში ან სფერულ გროვებში, ან ბევრად შორს გალაქტიკურ ჰალოში.

გალაქტიკის ბირთვის გარეთ არსებულ ვარსკვლავებს შორის უკიდეგანო მანძილის გამო მათი შეჯახებები იშვიათია. უფრო მჭიდრო რეგიონებში, როგორებიცაა სფერული გროვების ბირთვი ან გალაქტიკის ცენტრი, შეჯახებები უფრო ხშირია.[77] ასეთი შეჯახებები იწვევს ე. წ. ლურჯ ჩამორჩენილებს. ამ არაწესიერ ვარსკვლავებს ზედაპირის იმაზე მაღალი ტემპერატურა აქვს, ვიდრე გროვაში არსებულ მთავარი მიმდევრობის სხვა ვარსკვლავებს იმავე სიკაშკაშით.[78]

მახასიათებლები

ვარსკვლავის შესახებ თითქმის ყველაფერს მისი საწყისი მასით საზღვრავენ, ასევე სიკაშკაშითა და ზომით, ევოლუციით, სიცოცხლის ხანგრძლივობითა და საბოლოო ბედით.

ასაკი

ვარსკვლავთა უმეტესობა 1-დან 10 მილიარდამდე წლისაა. ზოგი ვარსკვლავი შეიძლება 13,8 მილიარდი წლისაც კი იყოს (ხილული სამყაროს ასაკის). აქამდე აღმოჩენილთა შორის უხუცესი ვარსკვლავი HD 140283, ზედმეტსახელად „მათუსალას ვარსკვლავი“, 14,46 ± 0.8 მილიარდი წლისაა [79] (გამოთვლის განუსაზღვრელობის გამო ვარსკვლავის ეს ასაკი სამყაროს ასაკთან უთანხმოებას არ იწვევს, რადგან პლანკის სატელიტის გამოთვლით სამყარო 13,798 ± 0,037 მილიარდი წლისაა[79]).

რაც უფრო მასიურია ვარსკვლავი, მით მცირეა მისი სიცოცხლის ხანგრძლივობა, რადგან მასიურ ვარსკვლავს ბირთვში ბევრად მძლავრი წნევა აქვს, რაც წყალბადის სწრაფ დაწვას იწვევს. ყველაზე მასიური ვარსკვლავების საშუალო სიცოცხლის ხანგრძლივობა რამდენიმე მილიონი წელიწადია, ხოლო ყველაზე მცირე მასის მქონე ვარსკვლავები (წითელი ჯუჯები) იმდენად ნელა მოიხმარს საწვავს, რომ მათი სიცოცხლის ხანგრძლივობა ათობით და ასობით მილიარდი წელიწადია.[80][81]

ქიმიური შედგენილობა

ვიკიციტატა
„ქიმიკოსის გადმოსახედიდან ვარსკვლავის შიგნეულობა... მოსაწყენია — აქ ვერ შეხვდებით ვერც ერთ მოლეკულას“

როცა ვარსკვლავები იბადება ირმის ნახტომში, ისინი 71 % წყალბადითა და 27 % ჰელიუმითაა გაჯერებული[82] (მძიმე ელემენტების მცირე ნაწილით). ჩვეულებრივ, მძიმე ელემენტების პორცია იზომება ვარსკვლავის ატმოსფეროში არსებული რკინის შიგთავსით, რადგან რკინა გავრცელებული ელემენტია და მისი შთანთქმის ხაზების გაზომვა შედარებით ადვილია. რადგან მოლეკულური ღრუბლები, სადაც ახალი ვარსკვლავები ფორმირდება, მძიმე ელემენტებითაა გაჯერებული, ვარსკვლავის ქიმიური შედგენილობის დადგენით ვარსკვლავის ასაკს ადვილად გამოვთვლით.[83] მძიმე ელემენტების პორცია, ასევე შეიძლება იყოს იმ ალბათობის მაჩვენებელი, აქვს თუ არა ვარსკვლავს პლანეტარული სისტემა.[84]

ვარსკვლავი ყველაზე დაბალი რკინის შიგთავსით არის ჯუჯა HE1327-2326, რომელსაც მზის რკინის შიგთავსის 1/200 000 ჰქონდა. ამის საპირისპიროდ, მეტალით ყველაზე მდიდარი ვარსკვლავი არის μ ლეონისი, რომელსაც თითქმის მზის რკინის შიგთავსზე 2-ჯერ მეტი აქვს,[85] ხოლო პლანეტების წარმომქმნელ ვარსკვლავ 14 ჰერკულესს — 3-ჯერ მეტი![86] არსებობს კიდევ ქიმიურად განსაკუთრებული ვარსკვლავები, რომლებიც გარკვეული ელემენტების განსაკუთრებული სიუხვით გამოირჩევიან, განსაკუთრებით ქრომითა და იშვიათი დედამიწური ელემენტებით[87]

დიამეტრი

ვარსკვლავები ზომებში ძალიან განსხვავდება. ფოტოზე ხედავთ, როგორი სხვაობაა ვარსკვლავების და პლანეტების ზომებს შორის და, ასევე, ვარსკვლავების ზომებს შორის (უდიდესსა და უმცირესს შორის განსაკუთრებით).

ვარსკვლავების დედამიწიდან უზარმაზარი დაშორების გამო, ყველა ვარსკვლავი, მზის გარდა, შეუიარაღებელი თვალისთვის ღამის ცაზე მნათ წერტილებად ჩანს, რომელიც ციმციმებს დედამიწის ატმოსფეროს ეფექტის გამო. მზეც ვარსკვლავია, მაგრამ ის საკმარისად ახლოსაა დედამიწასთან, რომ დისკოდ გამოჩნდეს და დღის შუქი უზრუნველყოს. ვარსკვლავი ყველაზე დიდი ხილული ზომით არის R Doradus, რომლის კუთხური დიამეტრი 0,057 არკწამია.[88]

ვარსკვლავთა უმეტესობის დისკო ძალიან მცირეა კუთხურ ზომაში, რომ ახლანდელი ხმელეთზე არსებული ოპტიკური ტელესკოპებით დავაკვირდეთ, ამიტომ საჭიროა ინტერფერომეტრული ტელესკოპები ამ ობიექტების სურათების მისაღებად. ვარსკვლავების კუთხური ზომის დასადგენი სხვა ტექნიკა არის დაბნელება. ვარსკვლავის სიკაშკაშის ვარდნის ზუსტი გაზომვით, როცა მას მთვარე დააბნელებს (ან ამოსვლისას, როცა მას მთვარე გაეცლება), მისი კუთხური დიამეტრის გამოთვლა შესაძლებელია.[89]

ვარსკვლავების ზომების მრავალფეროვნება ნეიტრონული ვარსკვლავიდან იწყება, რომლის დიამეტრი 20 კმ-დან 40 კმ-მდე იცვლება და მთავრება ზეგიგანტებით, როგორიცაა ბეთელჰეიზე ორიონის ნისლეულში, რომლის დიამეტრი მზისას 650-ჯერ აღემატება — დაახლოებით 900 000 000 კილომეტრი. თუმცა, ბეთელჰეიზეს მზეზე ბევრად დაბალი სიმკვრივე აქვს.[90]

კინემატიკა

პლეადა — ვარსკვლავების ღია გროვა კუროს თანავარსკვლავედში. ეს ვარსკვლავები ერთობლივად მოძრაობს კოსმოსში.[91] ნასასს ფოტო

ვარსკვლავის მზესთან შედარებით მოძრაობა გამოსადეგარ ინფორმაციას უზრუნველყოფს ვარსკვლავის წარმომავლობასა და ასაკზე, ასევე გალაქტიკის სტრუქტურასა და ევოლუციაზე. ვარსკვლავის მოძრაობის კომპონენტები მოიცავს რადიალურ სიჩქარეს მზისკენ ან მზიდან და განივკუთხურ მოძრაობას, რომელსაც მისი მახასიათებელი მოძრაობა ეწოდება.

რადიალური სიჩქარე ვარსკვლავის სპექტრული ხაზების დოპლერის ეფექტით იზომება და მისი ერთეულია კმ/წმ. ვარსკვლავის მახასიათებელი მოძრაობა განისაზღვრება ზუსტი ასტრომეტრული გაზომვებით ერთეულით — მილიარკწამი (მაწ) წელიდაწში. ვარსკვლავის პარალაქსის განსაზღვრით მახასიათებელი მოძრაობა შეიძლება გადაიქცეს სიჩქარის ერთეულებში. ვარსკვლავები მაღალი მახასიათებელი მოძრაობით მზესთან უფრო ახლოსაა, რაც მათ პარალაქსურ გაზომვას აადვილებს.[92]

მას შემდეგ, რაც მოძრაობის ორივე ტემპი ცნობილია, შეიძლება გამოითვალოს ვარსკვლავის კოსმოსური სიჩქარე მზის ან გალაქტიკის მიმართ. აღმოჩნდა, რომ უახლოეს ვარსკვლავებს შორის I პოპულაციის ახალგაზრდა ვარსკვლავებს უფრო დაბალი სიჩქარე აქვს, ვიდრე ხნიერ, II პოპულაციის ვარსკვლავებს. ამ უკანასკნელებს ელიფსური ორბიტები აქვს, რომელიც გალაქტიკის სიბრტყის მიმართაა დახრილი.[93] უახლოესი ვარსკვლავების კინემატიკის შედარებამ ვარსკვლავური გაერთიანებების აღმოჩენის საშუალება მოგვცა. ესენი არის ვარსკვლავთა შეჯგუფებები, რომლებიც გიგანტური მოლეკულური ღრუბლების წარმოშობის საერთო წერტილს იზიარებს.[94]

მაგნიტური ველი

ვარსკვლავ SU Aurigae-ს (ახალგაზრდა T Tauri ტიპის ვარსკვლავი) ზედაპირული მაგნიტური ველი.

ვარსკვლავის მაგნიტური ველი წარმოიქმნება შიდა რეგიონებში, სადაც კონვექციური ცირკულაცია ხდება. პლაზმის ეს მოძრაობა დინამომანქანასავით ფუნქციონირებს: წარმოქმნის მაგნიტურ ველებს, რომელიც იჭიმება მთელ ვარსკვლავზე. მაგნიტური ველის სიძლიერე დამოკიდებულია ვარსკვლავის შედგენილობასა და მასაზე. მაგნიტური ზედაპირის აქტიურობის რაოდენობა დამოკიდებულია ვარსკვლავის ბრუნვის ტემპზე. ეს ზედაპირული აქტივობა წარმოქმნის ვარსკვლავთლაქებს, რომლებიც ძლიერი მაგნიტური ველების რეგიონებია და ნორმალურ ზედაპირის ტემპერატურაზე დაბალია. გვირგვინული მარყუჟი არის რკალისებრი მაგნიტური ველი, რომელიც აქტიური რეგიონებიდან გვირგინში იწელება. ვარსკვლავური ანთებები მაღალი ენერგიების ნაწილაკების ანთებაა, რომელიც იმავე მაგნიტური აქტიურობის გამო გამოსხივდება.[95]

ახალგაზრდა, სწრაფად მოძრავ ვარსკვლავებს, ძირითადად, მაღალი დონის ზედაპირული აქტივობები აქვს თავიანთი მაგნიტური ველის გამო. მაგნიტურ ველს შეუძლია ძალა მისცეს ვარსკვლავის ვარსკვლავურ ქარს. ეს უკანასკნელი კი როგორც მუხრუჭი, ისე ფუნქციონირებს და თანდათანობით ვარსკვლავის ბრუნვის ტემპს ანელებს. ამგვარად, მზის მსგავს ხნიერ ვარსკვლავებს უფრო ნელი მოძრაობის ტემპი აქვს და ზედაპირული აქტივობის დაბალი დონე. ნელა მოძრავი ვარსკვლავების აქტიურობის დონე იცვლება ციკლურად და შეუძლია რაღაც დროის განმავლობაში სრულიად გაითიშოს.[96] „უმიზნოდ მოქმედების მინიმუმის“ მანძილზე მზემ 70 წელი ისე განვლო, რომ არც ერთი მზის ლაქა არ შენიშნულა.

მასა

ერთ-ერთი ყველაზე მასიური ვარსკვლავი არის Eta Carinae[97] 100-150 მზის მასით, რომლის სიცოცხლის ხანგრძლივობა მხოლოდ რამდენიმე მილიონი წელიწადი იქნება. თაღების გროვის კვლევამ აჩვენა, რომ 150 მზის მასა ვარსკვლავებისთვის ზედა ზღვარია სამყაროს მიმდინარე ხანაში.[98] ამ ზღვრის მიზეზი ზუსტად არაა ცნობილი, მაგრამ ნაწილობრივ „ედინგტონის სიკაშკაშის“ გამო, რომელიც განსაზღვრავს სიკაშკაშის მაქსიმალურ რაოდენობას, რომელსაც შეუძლია ვარსკვლავის ატმოსფეროში ისე გაიაროს, რომ გაზები კოსმოსში არ გამოტყორცნოს. თუმცა, ვარსკვლავს R136a1 მაგელანის დიდ ნისლეულში 265 მზის მასა აქვს, რომელიც ამ ზღვარს კითხვის ნიშნის ქვეშ აყენებს.[99] კვლევამ დაადგინა, რომ 150 მზის მასაზე დიდი ვარსკვლავები R136-ში წარმოიქმნა ახლო ორმაგ სისტემებში მყოფ მასიური ვარსკვლავების შეჯახებების დროს, რაც უზრუნველყოფს გზას, რომ 150 მზის მასიანი ზღვარი უგულებელვყოთ..[100]

ამრეკლი ნისლეული NGC 1999 მკვეთრადაა განათებული V380 Orionis-ის (ცენტრში) მიერ, რომელიც ცვალებადი ვარსკვლავია დაახლოებით 3,5 მზის მასით. ნასას ფოტო '

დიდი აფეთქების შემდეგ ჩამოყალიბებული პირველი ვარსკვლავები შესაძლოა უფრო დიდი იყო, 300 ან მეტ მზის მასამდე,[101] რადგან იმ დროს ლითიუმზე მძიმე ელემენტები საერთოდ არ იყო მათ შედგენილობაში. თუმცა, ზემასიური ვარსკვლავების ეს თაობა, III პოპულაციის ვარსკვლავები დიდი ხნის წინ გადაშენდა, ახლა კი მხოლოდ თეორიულად არსებობს.

93 იუპიტერის მასის მქონე ვარსკვლავი AB Doradus C, AB Doradus A-ს კომპანიონი, აქამდე ცნობილთა შორის უმცირესია, რომლის ბირთვშიც ბირთვული სინთეზი მიმდინარეობს.[102] იმ ვარსკვლავთათვის, რომელთაც მზის მსგავსი მეტალურობა აქვს, მასის თეორიული მინიმუმი, რომ ბირთვული სინთეზი შეძლოს ბირთვში, დაახლოებით, 75 იუპიტერის მასაა.[103][104] თუმცა, ძალიან მკრთალი ვარსკვლავების ახალმა კვლევამ აჩვენა, რომ თუ ვარსკვლავის მეტალურობა დაბალია, მისი მინიმალური ზომა მზის მასის 8,3%-ია, ან 87 იუპიტერის მასა.[104][105] უფრო მცირე სხეულებს ყავისფერი ჯუჯები ეწოდება, რომლებიც ძლივს იკავებენ ადგილს ვარსკვლავებსა და გაზურ გიგანტებს შორის.

ვარსკვლავის მასისა და რადიუსის ერთობლიობა განსაზღვრავს ზედაპირის გრავიტაციას. გიგანტურ ვარსკვალვებს გაცილებით მცირე ზედაპირის გრავიტაცია აქვს, ვიდრე მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებს, ხოლო საპირისპირო ხდება გადაგვარებულ, კომპაქტურ ვარსკვლავებში, როგორებიცაა თეთრი ჯუჯები. ზედაპირის გრავიტაცია დიდ გავლენას ახდენს ვარსკვლავის სპექტრის გარეგნობაზე: მაღალი გრავიტაცია იწვევს შთანმთქმელი ხაზების გაფართოებას.[32]

ბრუნვა

ვარსკვლავის ბრუნვის ტემპის განსაზღვრა სპექტროსკოპული დაკვირვებებითაა შესაძლებელი ან უფრო ზუსტად განსასაზღვრად, ვარსკვლავთლაქების ბრუნვის ტემპის მონიტორინგია საჭირო. ახალგაზრდა ვარსკვლავებს ძალიან სწრაფი ბრუნვის ტემპი აქვს, რომელიც 100 კმ/წმ-ს აღემატება ეკვატორზე. B კლასის ვარსკვლავ ალფა ერიდანის ეკვატორული ბრუნვის სიჩქარე, დაახლოებით, 225 კმ/წმ ან მეტია, რაც იწვევს მისი ეკვატორის დიამეტრის გახრდას, ამის შედეგად კი მისი ეკვატორული დიამეტრი 50 %-ით დიდი ხდება, ვიდრე მანძილი პოლუსებს შორის. ბრუნვის ასეთი ტემპი კრიტიკულ 300 კმ/წმ-მდე ოდნავ მცირეა. ამ სიჩქარეზე ვარსკვლავი შუაზე იხლიჩება.[106] მზე მხოლოდ 25-35 დღეში ერთხელ აკეთებს სრულ ბრუნს 1,994 კმ/წმ ეკვატორული სიჩქარით. ვარსკვლავის მაგნიტური ველი და ვარსკვლავური ქარი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის ბრუნვის ტემპის შესამჩნევად შენელებაზე ზრუნავს.[107]

გადაგვარებული ვარსკვლავები შეიკუმშა კომპაქტურ მასად, შედეგად კი ძალიან სწრაფი ბრუნვის ტემპი მიიღო. თუმცა, მათ შედარებით დაბალი ბრუნვის ტემპი აქვთ იმასთან შედარებით, რაც იყო მოსალოდნელი კუთხური მოძრაობის შენახვით — მბრუნავი სხეულის მიდრეკილება, აინაზღაუროს ზომის დანაკლისი მისი ბრუნვის ტემპის გაზრდით. ვარსკვლავის კუთხური მოძრაობის დიდი ნაწილი იფანტება ვარსკვლავური ქარის შედეგად დაკარგული მასის გამო.[108] ამის მიუხედავად, პულსარის ბრუნვის ტემპი ძალიან სწრაფია. მაგალითად, კიბორჩხალის ნისლეულში არსებული პულსარი 30-ჯერ ბრუნავს წამში.[109] პულსარის ბრუნვის ტემპი თანდათან შენელდება რადიაციის გამოსხივების გამო.

ტემპერატურა

მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურა განისაზღვრება ბირთვში ენერგიის გამომუშავების ტემპითა და რადიუსით, ხშირად კი ვარსკვლავის ფერის ინდექსით.[110] ჩვეულებრივ, ტემპერატურა მოცემულია მარგ ტემპერატურად, რომელიც იდეალური შავი სხეულის ტემპერატურაა. ეს კი ასხივებს თავის ენერგიას იმ იმავე სიკაშკაშით, როგორც ვარსკვლავი. შენიშნეთ, რომ მარგი ტემპერატურა მხოლოდ მახასიათებელი სიდიდეა, რადგან ტემპერატურა ბირთვისკენ უფრო იზრდება.[111] ვარსკვლავის ბირთვში არსებული ტემპერატურა რამდენიმე მილიონი კელვინია.[112]

ვარსკვლავის ტემპერატურა რამდენიმე განსხვავებული ელემენტის იონიზაციის ტემპს განსაზღვრავს, რომელიც აისახება სპექტრში არსებული მახასიათებელი შთანმთქმელი ხაზებით. ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურა, მის სრულ ვარსკვლავიერ სიდიდესთან ერთად, გამოიყენება მისი კლასიფიცირებისთვის.[32]

მთავარი მიმდევრობის მასიური ვარსკვლავების ზედაპირის ტემპერატურა 50 000 კელვინს აღწევს. უფრო მცირე, მზის მსგავსი ვარსკვლავების ზედაპირის ტემპერატურა რამდენიმე ათასი კელვინია. წითელ გიგანტებს შედარებით დაბალი ზედაპირის ტემპერატურა აქვს: დაახლოებით 3600 K, მაგრამ ამის მიუხედავად, მაღალი სიკაშკაშე აქვთ უზარმაზარი გარეგანი ფართობის გამო.[113]

გამოსხივება

ვარსკვლავების მიერ გამოსხივებული ენერგია (თერმობირთვული სინთეზის შედეგი) კოსმოსში ელექტრომაგნიტური და ნაწილაკური გამოსხივებით ვრცელდება. ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული ნაწილაკური რადიაცია ვარსკვლავურ ქარად გვევლინება,[114] რომელიც გარე ფენებიდან გამოედინება თავისუფალ პროტონებად და ელექტრულად დამუხტულ ალფა და ბეტა ნაწილაკებად. თუმცა, არსებობს უმასო ნეიტრინოების დიდი ნაკადი, რომელიც ვარსკვლავის ბირთვიდან სხივდება.

ბირთვში ენერგიის გამომუშავება არის ვარსკვლავის ასეთი კაშკაშით ნათების მიზეზი: ორი ან მეტი ატომბირთვი ერთმანეთს ერწყმება და ფორმირდება უფრო მძიმე ელემენტის ერთი ატომბირთვი, შემდეგ კი, ამის შედეგად გამა სხივების ფოტონები გამოთავისუფლდება. ეს ენერგია გადაიქცევა ელექტრომაგნიტური ენერგიის სხვა ფორმებად, როგორიცაა ხილული სინათლე, როცა ის ვარსკვლავის გარე ფენებს მიაღწევს.

ვარსკვლავის ფერი, რომელიც ხილული სინათლის ინტენსიური სიხშირით განისაზღვრება, დამოკიდებულია ვარსკვლავის გარე ფენების ტემპერატურაზე, მისი ფოტოსფეროს ჩათვლით.[115] ხილული სინათლის გარდა, ვარსკვლავი ასევე ასხივებს ელექტრომაგნიტური გამოსხივების სხვა ფორმებს, რომლებიც ადამიანის თვალისათვის უხილავია. ვარსკვლავურ ელექტრომაგნიტურ გამოსხივებაში შედის მთელი ელექტრომაგნიტური სპექტრი, დაწყებული უგრძესი რადიოტალღებით, შემდეგ ინფრაწითელი, ხილული სინათლე, ულტრაიისფერი, და დამთავრებული უმოკლესი რენტგენისა და გამა სხივებით. ვარსკვლავის მიერ სრული ენერგიის გამოსხივების თვალთახედვიდან, ვარსკვლავური ელექტრომაგნიტური გამოსხივების ყველა კომპონენტი მნიშვნელოვანი არ არის, თუმცა, ყველა სიხშირე უზრუნველყოფს ვარსკვლავის ფიზიკის გაგებას.

ვარსკვლავური სპექტრის გამოყენებით ასტრონომებს შეუძლიათ განსაზღვრონ ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურა, ზედაპირის გრავიტაცია, მეტალურობა და ბრუნვის სიჩქარე. თუ ვარსკვლავამდე მანძილი ცნობილია, მაგალითად, პარალაქსური გაზომვით, შემდეგ მისი სიკაშკაშის გაგებაცაა შესაძლებელი. მასა, რადიუსი, ზედაპირის გრავიტაცია და ბრუნვის პერიოდი შემდეგ შეიძლება განისაზღვროს ვარსკვლავურ მოდელზე დაფუძნებული შეფასებებით (ორმაგ სისტემაში მყოფი ვარსკვლავების მასა შეიძლება განისაზღვროს მათი ორბიტალური სიჩქარითა და მანძილით. ცალკეული ვარსკვლავის გასაზომად კი გრავიტაციული ლინზირება გამოიყენება[116]). ამ პარამეტრებთან ერთად ასტრონომებს ასევე ძალუძთ მნათობის ასაკი განსაზღვრონ.[117]

ნათება

ვარსკვლავის ნათება არის სინათლისა და გამოსხივების სხვა ფორმის ენერგიის რაოდენობა, რომელსაც ის ასხივებს ყოველ დროის რაღაც ერთეულში. მისი ერთეულია სიმძლავრე. ვარსკვლავის სიკაშკაშე განისაზღვრება რადიუსითა და ზედაპირის ტემპერატურით. თუმცა, მრავალი ვარსკვლავი არ ასხივებს ერთგვაროვანი დინებით (ენერგიის რაოდენობა, რომელიც გამოსხივდა ფართობის გარკვეული ერთეულიდან) მთელი თავიანთი ზედაპირიდან. მაგალითად, სწრაფად მბრუნავ ვარსკვლავ ვეგას უფრო მაღალი ენერგიის დინება აქვს პოლუსებზე, ვიდრე ეკვატორზე.[118]

ზედაპირული ლაქა, შედარებით დაბალი ტემპერატურითა და სიკაშკაშით, ვარსკვლავთლაქად მოიხსენიება. პატარა, ჯუჯა ვარსკვლავებს, როგორიც ჩვენი მზეა, ძირითადად მცირე ვარსკვლავთლაქებიანი დისკო აქვს. უფრო დიდ, გიგანტ ვარსკვლავებს კი ბევრად დიდი, უფრო აშკარა ვარსკვლავთლაქები[119] და ასევე აქვს ძლიერი ვარსკვლავური დისკოსებრი დაბნელება. ეს უკანასკნელი არის ეფექტი, რომლის დროსაც ვარსკვლავის შუაგული უფრო კაშკაშა ჩანს, ვიდრე გვერდები.[120][121]

ვარსკვლავიერი სიდიდე

მთავარი სტატია: ვარსკვლავიერი სიდიდე.

ვარსკვლავის ხილული სიკაშკაშე გამოისახება ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდით, რომელიც ვარსკვლავის სიკაშაშეა და მისი ნათებისა და დედამიწიდან დაშორების ფუნქიაა, და ვარსკვლავის სინათლის ცვლილება, როცა ის დედამიწის ატმოსფეროში შემოიჭრება. ნიშანდობლივი ან აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე პირდაპირაა დაკავშირებული ვარსკვლავის ნათებასთან და არის ის, რაც ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე იქნებოდა, თუ ვარსკვლავსა და დედამიწას შორის მანძილი 10 პარსეკი (32,6 სინათლის წელიწადი) იქნებოდა.

ვარსკვლავიერ სიდიდეზე კაშკაშა ვარსკვლავების რაოდენობა
ხილული ვარსკვლავიერი
სიდიდე 		ვარსკვლავების 
 რაოდენობა[122]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1602
6 4800
7 14 000

ორივე, ხილული და აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე, ლოგარითმული ერთეულებია: ერთი მთლიანი რიცხვის სხვაობა სიდიდეში ტოლია 2,5-ჯერ სიკაშკაშის ცვალებადობის [123] (მეხუთე ხარისხის ფესვი 100-დან დაახლოებით 2,512-ია). ეს ნიშნავს, რომ პირველი სიდიდის ვარსკვლავები (+1.00) დაახლოებით 2,5-ჯერ კაშკაშაა, ვიდრე მეორე სიდიდის (+2.00) ვარსკვლავი, და დაახლოებით 100-ჯერ კაშკაშა, ვიდრე მეექვსე სიდიდის (+6.00) ვარსკვლავი. ნორმალურ პირობებში შეუიარაღებელი თვალით ყველაზე მკრთალი ვარსკვლავის სიდიდე დაახლოებით +6-ია.

ხილული და აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდისას, რაც უფრო მცირეა სიდიდის რიცხვი, მით უფრო კაშკაშაა ვარსკვლავი, ხოლო რაც უფრო დიდია სიდიდის რიცხვი, მით მკრთალი. ორივე სკალაზე ძალიან კაშკაშა ვარსკვლავებს სიდიდის უარყოფითი რიცხვი აქვს. ორ ვარსკვლავს შორის სიკაშკაშეში ცვალებადობა (ΔL) გამოითვალება უფრო კაშკაშა ვარსკვლავის სიდიდის რიცხვს (mb) გამოკლებული მკრთალი ვარსკვლავის სიდიდის რიცხვი (mf). შემდეგ სხვაობის გამოყენება მაჩვენებლად ფუნდამენტური რიცხვის 2,512-თვის; ანუ:

ნათებისა და დედამიწიდან დაშორების დაკავშირებით ვარსკვლავის აბსოლუტური სიდიდე (M) და ხილული სიდიდე (m) ერთმანეთის ტოლი არაა;[123] მაგალითად, კაშკაშა ვარსკვლავის, სირიუსის, ხილული სიდიდე -1,44-ია, მაგრამ მისი აბსოლუტური სიდიდე +1,41-ია.

მზის ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე -26,7-ია, ხოლო მისი აბსოლუტური სიდიდე მხოლოდ +4,83. დედამიწის ღამის ციდან ხილული ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი სირიუსი სინამდვილეში მზეზე 23-ჯერ კაშკაშაა, ხოლო კანოპი, მეორე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი -5,53 აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდით, დაახლოებით 14 000-ჯერ კაშკაშაა მზეზე. მიუხედავად იმისა, რომ კანოპი სირიუსზე ბევრად კაშკაშაა, სირიუსი მაინც კანოპზე უფრო კაშკაშა ჩანს. ეს იმიტომ, რომ სირიუსი 8,6 სინათლის წლითაა დაშორებული, ხოლო კანოპი ბევრად მეტად — 310 სინათლის წლით.

2006 წლის მონაცემებით, ვარსკვლავი ყველაზე მაღალი აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდით არის LBV 1806-20, რომლის სიდიდე -14,2-ია. ეს ვარსკვლავი მზეზე 5 000 000-ჯერ კაშკაშაა.[124] ყველაზე მკრთალი ვარსკვლავები კი გროვა NGC 6397-ში მდებარეობს. ყველაზე მკრთალი წითელი ჯუჯების აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე 28 იყო. სიდიდით 28 თეთრი ჯუჯაც აღმოაჩინეს. ეს ვარსკვლავები იმდენად მკრთალია, რომ მათი შუქი ისეთი შეუმჩნეველია, როგორც დედამიწიდან დანახული დაბადების დღის სანთელი მთვარეზე..[125]

კლასიფიკაცია

ზედაპირის ტემპერატურები
სხვადასხვა ტიპის ვარსკვლავთათვის[126]
კლასი ტემპერატურა მაგალითი
O 33,000 K ან მეტი Zeta Ophiuchi
B 10,500–30,000 K რიგელი
A 7,500–10,000 K ალტეირი
F 6,000–7,200 K Procyon A
G 5,500–6,000 K მზე
K 4,000–5,250 K ეფსილიონ ინდი
M 2,600–3,850 K პროქსიმა კენტავრი

დღევანდელი ვარსკვლავური კლასიფიკაციის სისტემა წარმოიშვა ადრეულ XX საუკუნეში, როცა ვარსკვლავები კლასიფიცირებული იყო A-დან Q-მდე, რომელიც წყალბადის ხაზის სიძლიერეზე იყო დაფუძნებული.[127] იმ დროისთვის არ იყო ცნობილი, რომ მთავარი გავლენის მომხდენი ხაზის სიძლიერეზე ტემპერატურა იყო. წყალბადის ხაზი 9000K-ზე აღწევს პიკს და ბევრად სუსტია უფრო ცხელ და უფრო გრილ ტემპერატურებზე. როცა კლასიფიკაციები ტემპერატურით ხელახლა დალაგდა, უფრო მეტად დაემსგავსა თანამედროვე სქემას.[128]

ვარსკვლავები თავიანთი სპექტრის მიხედვით ერთასოიანი კლასიფიკაციითაა ცნობილი, დაწყებული O ტიპიდან, რომელიც ძალიან ცხელია, და დამთავრებული M ტიპით, რომელიც იმდენად გრილია, რომ ზოგჯერ მოლეკულებიც კი წარმოიქმნება მათ ატმოსფეროში. ძირითადი კლასიფიკაციები ზედაპირის ტემპერატურის კლების მიხედვით ასეთნაირია: O, B, A, F, G, K და M. იშვიათი სპექტრული ტიპის ვარსკვალვებს სპეციალური კლასიფიკაციები აქვს. ასეთი ტიპის ყველაზე გავრცელებულია L და T, რომელიც უცივესი დაბალი მასის ვარსკვლავებისა და ყავისფერი ჯუჯების კლასიფიკაციაა. თითოეულ ასოს აქვს 10 ქვედანაყოფი, რომელიც 0-დან 9-მდეა დანომრილი ტემპერატურის კლების მიხედვით. თუმცა, ეს სისტემა არ მუშაობს უკიდურესად მაღალ ტემპერატურებზე: O0 და O1 კლასის ვარსკვლავები შესაძლოა საერთოდ არ არსებობს.[129]

გარდა ამისა, ვარსკვლავების კლასიფიცირება შეიძლება ნათების ეფექტებით, რომლებიც მათ სპექტრულ ხაზებში მოიძებნება. ეს კი შეესაბამება მათ სივრცულ ზომას და განისაზღვრება ზედაპირის გრავიტაციით. ეს იწყება 0-დან (ჰიპერგიგანტები), შემდეგ მოდის III (გიგანტები) და მთავრდება V (მთავარი მიმდევრობის ჯუჯები)-თი, ზოგი მკვლევარი კი VII-საც ამატებს, რომელიც თეთრ ჯუჯებს გამოხატავს. ვარსკვლავთა უმეტესობა მთავარი მიმდევრობას ეკუთვნის, რომელიც ჩვეულებრივ წყალბადის საწვავიან ვარსკვლავებს მოიცავს. მზე მთავარი მიმდევრობის G2V ტიპის ყვითელი ჯუჯაა საშუალო ტემპერატურითა და ჩვეულებრივი ზომით.[129]

დამატებითი ნომენკლატურა (პატარა ასოების ფორმით) შეიძლება გამოხატავდეს სპექტრულ ტიპს, რომელიც მიუთითებს სპექტრის განსაკუთრებულ თვისებებს. მაგალითად, „e“ ასო მიუთითებს ემისიური ხაზების არსებობას; „m“ ასო კი წარმოადგენს მეტალების უჩვეულოდ ძლიერ დონეს, ხოლო „var“ ნიშნავს სპექტრულ ტიპში ცვალებადობას.[129]

თეთრ ჯუჯებს საკუთარი კლასი აქვს, რომელიც ასო D-ზე იწყება. ეს ფართოდაა დაყოფილი კლასებად: DA, DB, DC, DO, DZ და DQ, რომელიც დამოკიდებულია სპექტრში არსებული მახასიათებელი ხაზების ტიპებზე. ამას მოსდევს რიცხობრივი მნიშვნელობა, რომელიც მიუთითებს ტემპერატურის ინდექსს.[130]

ცვალებადი ვარსკვლავები

„მირას“ ასიმეტრიული გარეგნობა, დაბნელებადი ცვალებადი ვარსკვლავი. ნასას ჰაბლის ფოტო

ცვალებად ვარსკვლავებს პერიოდული ან შემთხვევითი ცვილელები აქვს ნათებაში გარეგანი ან შინაგანი თვისებების გამო. შინაგანად ცვალებადი ვარსკვლავები იყოფა სამ ძირითად ჯგუფად.

ვარსკვლავური ევოლუციის განმავლობაში ზოგიერთი ვარსკვლავი გადის ფაზებს, სადაც ის ხდება პულსირებადი ცვალებადი. პულსირებადი ცვალებადი ვარსკვლავები რადიუსსა და ზომაში იცვლება დროთა განმავლობაში, ფართოვდება და იკუმშება პერიოდებით, რომელიც შეიძლება იყოს რამდენიმე წუთი ან რამდენიმე წელიწადი. ეს კი ვარსკვლავის ზომაზეა დამოკიდებული. ეს კატეგორია მოიცავს ცეფეიდებს, ცეფეიდების მსგავს ვარსკვალვებსა და გრძელ პერიოდიან ცვალებადებს, როგორიცაა „მირა“.[131]

ვულკანური ცვალებადები ის ვარსკვლავებია, რომელთა სიკაშკაშეში უეცარი ზრდა ხდება, რომელიც ამოფრქვევებთან ან მასის გამოტყორცნის მოვლენასთანაა დაკავშირებული.[131] ეს ჯგუფი მოიცავს პროტოვარსკვლავებს, ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავებს, აგიზგიზებულ ვარსკვლავებს და, ასევე, გიგანტებსა და ზეგიგანტებს.

კატაკლიზმური ან ფეთქებადი ცვალებადი ვარსკვლავები ისინია, რომლებიც თავიანთ თვისებებში დრამატულ ცვლილებებს განიცდის. ეს ჯგუფი მოიცავს ნოვას და სუპერნოვას (ზეახალი). ორმაგ ვარსკვლავურ სისტემას, რომელშიც თეთრი ჯუჯა შედის, შეუძლია გამოიწვიოს ამ თვალწარმტაცი ვარსკვლავური აფეთქებების გარკვეული ტიპები, ნოვასა და 1a ზეახლის ჩათვლით.[4] აფეთქება მაშინ ხდება, როცა თეთრი ჯუჯა კომპანიონი ვარსკვლავიდან წყალბადს იზიდავს და მანამდე იძენს მასას, სანამ წყალბადის სინთეზი არ დაიწყება.[132] ზოგი აფეთქება ცვალებადია, ანუ აქვს პერიოდული აგზნება.[131]

ვარსკვლავები ასევე ნათებაშიც ცვალებადია გარეგანი ფაქტორების გამო, როგორიცაა დაბნელებადი ორმაგი სისტემები, ასევე მბრუნავი ვარსკვლავები, რომლებიც უკიდურეს ვარსკვლავთლაქებს წარმოქმნის.[131] დაბნელებადი ორმაგი სისტემის შესანიშნავი მაგალითია „ალგოლი“, რომლის ვარსკვლავიერი სიდიდე 2,4-დან 3,5-მდე მერყეობს 2,87 დღის პერიოდით.

სტრუქტურა

მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების შინაგანი სტრუქტურები: კონვექციური ზონები აღნიშნულია ციკლური ისრებით, ხოლო რადიაციული ზონები — წითელი ნათებებით. მარცხნივ: მცირე მასის მქონე წითელი ჯუჯა; ცენტრში: საშუალო ზომის ყვითელი ჯუჯა; მარჯვნივ: მთავარი მიმდევრობის ლურჯ-თეთრი მასიური ვარსკვლავი.

სტაბილური ვარსკვლავის შიგნეულობა ჰიდროსტატიკური წონასწორობის მდგომარეობაშია: ნებისმიერ მცირე მოცულობაზე ძალები თითქმის ზუსტად აწონასწორებს ერთმანეთს. ბალანსირებული ძალებია გრავიტაცია, რომელიც შეკუმშვისკენ ექაჩება ვარსკვლავს, და გარეთკენ მიმართული წნევის გრადიენტი. ეს უკანასკნელი გამოწვეულია პლაზმის ტემპერატურული გრადიენტით (დაქანებით); ვარსკვლავის გარე ნაწილი უფრო გრილია, ვიდრე ბირთვი. მთავარი მიმდევრობის ან გიგანტი ვარსკვლავის ბირთვში არსებული ტემპერატურა, სულ ცოტა, 107K-ა. ასეთი ტემპერატურა და წნევა წყალბადის მწველ მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავში საკმარისია თერმობირთვული სინთეზის დასაწყებად, რომელიც, თავის მხრივ, იმდენ ენერგიას გამოიმუშავებს, რომ ვარსკვლავი არ ჩაიშალოს, ანუ გრავიტაციამ არ გადაძლიოს.[133][134]

როცა ატომბირთვები სინთეზირდება ბირთვში, ისინი გამა სხივების სახით ასხივებენ ენერგიას. ეს ფოტონები ურთიერთქმედებს გარშემო მყოფ პლაზმასთან, რომელიც თერმულ ენერგიას მატებს ბირთვს. მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები წყალბადს ჰელიუმად გარდაქმნის, რაც ქმნის ჰელიუმის საკმაოდ ზრდად წილს ბირთვში, თუმცა, ეს პროცესი ნელა ხდება. საბოლოოდ, ჰელიუმის შიგთავსი დომინანტი ხდება და ენერგიის წარმოება ბირთვში წყდება. ამის ნაცვლად, 0,4 მზის მასაზე ნაკლებ ვარსკვლავებში სინთეზი გრძელდება ნელა გაფართოებად გარსში გადაგვარებული ჰელიუმის ბირთვის ირგვლივ.[135]

ჰიდროსტატიკური წონასწორობის გარდა, სტაბილური ვარსკვლავის შიგნეულობა გამოიმუშავებს თერმული წონასწორობის ენერგიას. არსებობს რადიალური ტემპერატურული გრადიენტი მთელ შიგნეულობაში, რომელიც შედეგად იძლევა ენერგიის დინებას გარეგანი ნაწილებისკენ. გარეთ გამავალი ენერგიის ნაკადი, რომელიც ვარსკვლავში ნებისმიერ ფენას ტოვებს, ზუსტად დაემთხვევა შემოსულ დინებას.

ვარსკვლავის შიგნეულობაში გამომსხივებელი ზონა არის რეგიონი, სადაც რადიაციული ტრანსფერი საკმარისად მარგია იმისათვის, რომ ენერგიის დინება შეიქმნას. ამ რეგიონში პლაზმა არ აღელდება და ნებისმიერი მასური მოძრაობა სამუდამოდ დაიღუპება. თუმცა, თუ ასე არაა საქმე, მაშინ პლაზმა არასტაბილური გახდება და მოხდება კონვექცია, რაც კონვექციურ ზონას წარმოქმნის. მაგალითად, ასეთი რამ შეიძლება მოხდეს იქ, სადაც ძალიან მაღალი ენერგიის დინებაა, როგორიცაა ბირთვთან ახლო რეგიონი.[134]

მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის გარე გარსში კონვექციის მოხდენა დამოკიდებულია მასაზე. რამდენიმე მზის მასის მქონე ვარსკვლავებს კონვექციური ზონა შიგნეულობის სიღრმეებში აქვს და გამომსხივებელი ზონა კი — გარე ფენებეში. უფრო მცირე ვარსკვლავებს, როგორიც მზეა, პირიქით აქვს — კონვექციური ზონა გარე ფენებშია მოთავსებული.[136] წითელი ჯუჯები, რომელთა მასა 0,4 მზის მასაზე ნაკლებია, კონვექციურია მთელი მასშტაბით, რაც ხელს უშლის ჰელიუმის ბირთვის წარმოქმნას.[2] ვარსკვლავთა უმეტესობისთვის კონვექციური ზონა დროთა განმავლობაში იცვლება, რადგან ის ასაკში შედის და შიგნეულობის აგებულება იცვლება.[134]

ამ დიაგრამაზე ნაჩვენებია მზის აგებულება. ნასას სურათი

ვარსკვლავის იმ ნაწილს, რომელიც დამკვირვებლისთვის ხილულია, ფოტოსფერო ეწოდება. ეს არის ფენა, რომელშიც ვარსკვლავის პლაზმა გამჭვირვალე ხდება სინათლის ფოტონებისთვის. აქედან ბირთვში წარმოქმნილი ენერგია კოსმოსში გასავრცელებლად თავისუფალი ხდება. ეს ხდება ფოტოსფეროში, სადაც მზის ლაქები (საშუალო ტემპერატურაზე დაბალი რეგიონები) ჩნდება.

ფოტოსფეროს დონის ზემოთ ვარსკვლავური ატმოსფეროა. მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებში, როგორიც მზეა, ატმოსფეროს ყველაზე დაბალი დონე არის თხელი ქრომოსფეროს რეგიონი, სადაც ჩნდება სპიკულები და ვარსკვლავური ანთებები იწყება. ამას გარს აკრავს გარდამავალი რეგიონი, სადაც ტემპერატურა ძალიან სწრაფად იზრდება 100 კილომეტრის მანძილზე.[137] ამის გაღმა არის გვირგვინი — ზეცხელი პლაზმის მასა, რომელსაც შეუძლია გაიჭიმოს რამდენიმე მილიონი კილომეტრის მანძილზე. გვირგვინის არსებობა დამოკიდებულია ვარსკვლავის გარე ფენებში არსებულ კონვექციურ ზონაზე.[136] მიუხედავად მისი მაღალი ტემპერატურისა, გვირგვინი ძალიან მცირე სინათლეს ასხივებს. მზის გვირგვინის რეგიონი მხოლოდ მზის დაბნელებისას ჩანს.

გვირგვინიდან პლაზმის ნაწილაკების ვარსკვლავური ქარი წარმოიქმნება და მანამდე ვრცელდება, სანამ არ მოხდება ვარსკვლავთშორის სივრცესთან ურთიერთქმედება. მზისთვის მისი ქარის გავლენა ვრცელდება მთელ ჰელიოსფეროზე — ბუშტის ფორმის რეგიონი.[138]

თერმობირთვული სინთეზის გზები

პროტონ-პროტონული ჯაჭვური რეაქციის მიმოხილვა
ნახშირბად-აზოტ-ჟანგბადის ციკლი

ვარსკვლავების ბირთვებში ბირთვული სინთეზის უამრავი განსხვავებული რეაქცია მიმდინარეობს, რომელიც დამოკიდებულია მათ მასასა და შედგენილობაზე. შერწყმული ატომბირთვების სუფთა მასა უფრო მცირეა, ვიდრე შემადგენელი ნაწილების ჯამი. ეს დაკარგული მასა გამოსხივდება ელექტრომაგნიტურ ენერგიად მასა-ენერგიის ექვივალენტობის პრინციპის თანახმად — E = mc2[1]

წყალბადის სინთეზის პროცესი მგრძნობიარეა ტემპერატურის მიმართ, ამიტომ ზომიერი ზრდა ბირთვის ტემპერატურაში შედეგად მოგვცემს შესამჩნევ ზრდას სინთეზის ტემპში. შედეგად, მთავარი მიმდევრობის M კლასის პატარა ვარსკვლავის ბირთვში ტემპერატურა 4 მილიონი კელვინია, ხოლო O კლასის დიდი ვარსკვლავებისთვის — 40 მილიონი კელვინი.[112]

მზეში, რომლის ბირთვის ტემპერატურა 10 მილიონი კელვინია, წყალბადი სინთეზირდება და წარმოიქმნება ჰელიუმი პროტონ-პროტონული ჯაჭვური რეაქციის შედეგად:[139]

41H → 22H + 2e+ + 2νe (4.0 მევ + 1.0 მევ)
21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 მევ)
23He → 4He + 21H (12.9 მევ)

ეს რეაქციები შედეგად იძლევა საერთო რეაქციას:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 მევ)

სადაც e+ პოზიტრონია, γ გამა სხივის ფოტონი, νe ნეიტრინო, ხოლო H და He წყალბადისა და ჰელიუმის იზოტოპებია, შესაბამისად. ამ რეაქციის მიერ გამოცემული ენერგია მილიონობით ელექტრონვოლტია, რომელიც სინამდვილეში ენერგიის ძალიან მცირე რაოდენობაა. თუმცა, რადგან უკიდურესად დიდი რაოდენობის ასეთი რეაქციები მუდმივად ხდება, წარმოიქმნება საკმარისი ენერგია, რომ ვარსკვლავმა იარსებოს.

სინთეზის დასაწყებად საჭირო მინიმალური ვარსკვლავური მასა
ელემენტი მზის
მასა
წყალბადი 0.01
ჰელიუმი 0.4
ნახშირბადი 5[140]
ნეონი 8

უფრო მასიურ ვარსკვლავებში ჰელიუმი წარმოიქმნება ნახშირბად-აზოტ-ჟანგბადის ციკლით.

განვითარებულ ვარსკვლავებში, რომელთა მასა 0,5-დან 10 მზის მასამდე აღწევს და ტემპერატურა ბირთვში 100 მილიონი კელვინია, ჰელიუმი ნახშირბადად სამმაგი ალფა პროცესის შედეგად გარდაიქმნება, რომელიც იყენებს შუამავალ ელემენტს — ბერილიუმს:

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 მევ

საერთო რეაქციისთვის:

34He → 12C + γ + 7.2 MeV

მასიურ ვარსკვლავებში უფრო მძიმე ელემენტების დაწვა კუმშვად ბირთვში შესაძლებელია ნეონის წვის პროცესით და ჟანგბადის წვის პროცესით. ვარსკვლავური ნუკლეოსინთეზის პროცესში საბოლოო ეტაპი სილიციუმის წვის პროცესია, რომლის შედეგადაც წარმოიქმნება სტაბილური იზოტოპი რკინა-56. სინთეზის გაგრძელება შეუძლებელი ხდება, ენდოთერმული პროცესების გამოკლებით, და ვარსკვლავი განწირულია გრავიტაციული კოლაფსისთვის.[139]

ქვემოთ მოყვანილ ცხრილში ნაჩვენებია დროის რაოდენობა, რომელიც 20 მზის მასის მქონე ვარსკვლავს სჭირდება მისი ბირთვული საწვავის მოსახმარად. როგორც O კლასის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, ის მზის რადიუსს 8-ჯერ აღემატებოდა და მზის სიკაშკაშეს 62 000-ჯერ გადააჭარბებდა.[141]


საწვავი
მატერია 		ტემპერატურა
(მილიონი კელვინი) 		სიმკვრივე
(კგ/სმ3) 		წვის ხანგრძლივობა
(წელიწადი)
H 37 0.0045 8.1 მილიონი
He 188 0.97 1.2 მილიონი
C 870 170 976
Ne 1,570 3,100 0.6
O 1,980 5,550 1.25
S/Si 3,340 33,400 0.0315[142]

რესურსები ინტერნეტში

ვიკისაწყობში არის გვერდი თემაზე:

სქოლიო

  1. ↑ 1.0 1.1 Bahcall, John N.. (June 29, 2000) How the Sun Shines. Nobel Foundation. ციტირების თარიღი: 2006-08-30.
  2. ↑ 2.0 2.1 Richmond, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology. ციტირების თარიღი: 2006-08-04.
  3. ↑ Stellar Evolution & Death. NASA Observatorium. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2008-02-10. ციტირების თარიღი: 2006-06-08.
  4. ↑ 4.0 4.1 4.2 Iben, Icko, Jr. (1991). „Single and binary star evolution“. Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55–114. Bibcode:1991ApJS...76...55I. doi:10.1086/191565. ISSN 0067-0049.
  5. ↑ Forbes, George (1909). History of Astronomy. London: Watts & Co.. ISBN 1-153-62774-4. 
  6. ↑ 6.0 6.1 Hevelius, Johannis (1690). Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia. Gdansk. 
  7. ↑ Tøndering, Claus. Other ancient calendars. WebExhibits. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2019-11-21. ციტირების თარიღი: 2006-12-10.
  8. ↑ von Spaeth, Ove (2000). „Dating the Oldest Egyptian Star Map“. Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology. 42 (3): 159–179. Bibcode:2000Cent...42..159V. doi:10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x. ციტირების თარიღი: 2007-10-21.
  9. ↑ North, John (1995). The Norton History of Astronomy and Cosmology. New York and London: W.W. Norton & Company, გვ. 30–31. ISBN 0-393-03656-1. 
  10. ↑ Murdin, P. (November 2000). „Aristillus (c. 200 BC)“, Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. DOI:10.1888/0333750888/3440. ISBN 0-333-75088-8. 
  11. ↑ Grasshoff, Gerd (1990). The history of Ptolemy's star catalogue. Springer, გვ. 1–5. ISBN 0-387-97181-5. 
  12. ↑ Pinotsis, Antonios D.. Astronomy in Ancient Rhodes. Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens. ციტირების თარიღი: 2009-06-02.
  13. ↑ Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (June 29, 1981). „The Historical Supernovae“. Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute. Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. pp. 355–370.
  14. ↑ Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang (2006). „The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova“. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 6 (5): 635–640. Bibcode:2006ChJAA...6..635Z. doi:10.1088/1009-9271/6/5/17.
  15. ↑ Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star. NAOA News (March 5, 2003). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2020-05-12. ციტირების თარიღი: 2006-06-08.
  16. ↑ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula. SEDS. University of Arizona (August 30, 2006).
  17. ↑ Duyvendak, J. J. L. (April 1942). „Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318): 91–94. Bibcode:1942PASP...54...91D. doi:10.1086/125409.
    Mayall, N. U.; Oort, Jan Hendrik (April 1942). „Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318): 95–104. Bibcode:1942PASP...54...95M. doi:10.1086/125410.
  18. ↑ Brecher, K.; et al. (1983). „Ancient records and the Crab Nebula supernova“. The Observatory. 103: 106–113. Bibcode:1983Obs...103..106B.
  19. ↑ Kennedy, Edward S. (1962). „Review: The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory by Aydin Sayili“. Isis. 53 (2): 237–239. doi:10.1086/349558.
  20. ↑ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press, გვ. 1. ISBN 0-521-37079-5. 
  21. ↑ Montada, Josep Puig. (September 28, 2007) Ibn Bajja. Stanford Encyclopedia of Philosophy. ციტირების თარიღი: 2008-07-11.
  22. ↑ 22.0 22.1 22.2 Drake, Stephen A.. (August 17, 2006) A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy. NASA HEASARC. ციტირების თარიღი: 2006-08-24.
  23. ↑ Greskovic, Peter; Rudy, Peter. Exoplanets. ESO (July 24, 2006). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2008-10-10. ციტირების თარიღი: 2012-06-15.
  24. ↑ Ahmad, I. A. (1995). „The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization“. Vistas in Astronomy. 39 (4): 395–403 [402]. Bibcode:1995VA.....39..395A. doi:10.1016/0083-6656(95)00033-X.
  25. ↑ Setia, Adi (2004). „Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey“. Islam & Science. 2. ციტირების თარიღი: 2010-03-02.
  26. ↑ Hoskin, Michael. (1998)The Value of Archives in Writing the History of Astronomy. Space Telescope Science Institute. ციტირების თარიღი: 2006-08-24.
  27. ↑ Proctor, Richard A. (1870). „Are any of the nebulæ star-systems?“. Nature. 1 (13): 331–333. Bibcode:1870Natur...1..331P. doi:10.1038/001331a0.
  28. ↑ MacDonnell, Joseph. Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics. Fairfield University. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2011-07-21. ციტირების თარიღი: 2006-10-02.
  29. ↑ Aitken, Robert G. (1964). The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc., გვ. 66. ISBN 0-486-61102-7. 
  30. ↑ Michelson, A. A.; Pease, F. G. (1921). „Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer“. Astrophysical Journal. 53: 249–259. Bibcode:1921ApJ....53..249M. doi:10.1086/142603.
  31. ↑ " Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP. University of California. ციტირების თარიღი: 2013-02-21.
  32. ↑ 32.0 32.1 32.2 Unsöld, Albrecht (2001) The New Cosmos, 5th, New York: Springer, გვ. 180–185, 215–216. ISBN 3-540-67877-8. 
  33. ↑ e. g. Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno (2003). „Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31“. The Astronomical Journal. 125 (3): 1298–1308. Bibcode:2003AJ....125.1298B. doi:10.1086/346274.
  34. ↑ „Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission“. ESA. December 8, 1997. ციტირების თარიღი: 2007-08-05.
  35. ↑ Villard, Ray; Freedman, Wendy L.. Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet. Hubble Site (October 26, 1994). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2016-07-06. ციტირების თარიღი: 2007-08-05.
  36. ↑ „Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe“. Hubble Site. May 25, 1999. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2016-12-19. ციტირების თარიღი: 2007-08-02.
  37. ↑ „UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away“. UBC Public Affairs. January 8, 2007. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2013-07-27. ციტირების თარიღი: 2007-08-02.
  38. ↑ Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne (1995) Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination, Carsten Niebuhr Institute Publications. Museum Tusculanum Press, გვ. 163. ISBN 87-7289-287-0. 
  39. ↑ 39.0 39.1 Coleman, Leslie S. Myths, Legends and Lore. Frosty Drew Observatory. ციტირების თარიღი: 2012-06-15.
  40. ↑ Naming Astronomical Objects. International Astronomical Union (IAU). ციტირების თარიღი: 2009-01-30.
  41. ↑ Naming Stars. Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). ციტირების თარიღი: 2009-01-30.
  42. ↑ Lyall, Francis; Larsen, Paul B. (2009) „Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies“, Space Law: A Treatise. Ashgate Publishing, Ltd, გვ. 176. ISBN 0-7546-4390-5. 
  43. ↑ Star naming. Scientia Astrophysical Organization. (2005). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2015-10-18. ციტირების თარიღი: 2010-06-29.
  44. ↑ Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises. British Library. The British Library Board. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2010-01-19. ციტირების თარიღი: 2010-06-29.
  45. ↑ Andersen, Johannes. Buying Stars and Star Names. International Astronomical Union. ციტირების თარიღი: 2010-06-24.
  46. ↑ 46.0 46.1 Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I. (2003). „Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars“. The Astrophysical Journal. 583 (2): 1024–1039. arXiv:astro-ph/0210128. Bibcode:2003ApJ...583.1024S. doi:10.1086/345408.
  47. ↑ Tripathy, S. C.; Antia, H. M. (1999). „Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius“. Solar Physics. 186 (1/2): 1–11. Bibcode:1999SoPh..186....1T. doi:10.1023/A:1005116830445.
  48. ↑ Woodward, P. R. (1978). „Theoretical models of star formation“. Annual review of astronomy and astrophysics. 16 (1): 555–584. Bibcode:1978ARA&A..16..555W. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011.
  49. ↑ Kwok, Sun (2000). The origin and evolution of planetary nebulae, Cambridge astrophysics series. Cambridge University Press, გვ. 103–104. ISBN 0-521-62313-8. 
  50. ↑ Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press, გვ. 57–68. ISBN 1-86094-501-5. 
  51. ↑ Seligman, Courtney. Slow Contraction of Protostellar Cloud. Self-published. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2008-06-23. ციტირების თარიღი: 2006-09-05.
  52. ↑ Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996). „The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks“. Benvenuti, Piero; Macchetto, F. D.; Schreier, Ethan J.. Science with the Hubble Space Telescope – II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995. Space Telescope Science Institute. p. 491.
  53. ↑ Smith, Michael David (2004). The origin of stars. Imperial College Press, გვ. 176. ISBN 1-86094-501-5. 
  54. ↑ Megeath, Tom (May 11, 2010). „Herschel finds a hole in space“. ESA. ციტირების თარიღი: 2010-05-17.
  55. ↑ Mengel, J. G.; et al. (1979). „Stellar evolution from the zero-age main sequence“. Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733–791. Bibcode:1979ApJS...40..733M. doi:10.1086/190603.
  56. ↑ 56.0 56.1 Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). „Our Sun. III. Present and Future“. Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.
  57. ↑ Wood, B. E.; et al. (2002). „Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity“. The Astrophysical Journal. 574 (1): 412–425. arXiv:astro-ph/0203437. Bibcode:2002ApJ...574..412W. doi:10.1086/340797.
  58. ↑ de Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). „Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind“. Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251–259. Bibcode:1977A&A....61..251D.
  59. ↑ The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun. Royal Greenwich Observatory. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2012-06-03. ციტირების თარიღი: 2006-09-07.
  60. ↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. „Red Dwarfs and the End of the Main Sequence“. Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. pp. 46–49. დაარქივებულია ორიგინალიდან 2019-07-11-ში. https://web.archive.org/web/20190711072446/http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf. წაკითხვის თარიღი: 2008-06-24.
  61. ↑ Main Sequence Lifetime. Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University of Technology.
  62. ↑ Pizzolato, N.; et al. (2001). „Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests“. Astronomy & Astrophysics. 373 (2): 597–607. Bibcode:2001A&A...373..597P. doi:10.1051/0004-6361:20010626.
  63. ↑ Mass loss and Evolution. UCL Astrophysics Group (June 18, 2004). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2004-11-22. ციტირების თარიღი: 2006-08-26.
  64. ↑ Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon (2008). „Distant future of the Sun and Earth revisited“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. See also Palmer, Jason (February 22, 2008). „Hope dims that Earth will survive Sun's death“. NewScientist.com news service. ციტირების თარიღი: 2008-03-24.
  65. ↑ 65.0 65.1 Hinshaw, Gary. (August 23, 2006) The Life and Death of Stars. NASA WMAP Mission. ციტირების თარიღი: 2006-09-01.
  66. ↑ What is a star?. Royal Greenwich Observatory. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2015-10-25. ციტირების თარიღი: 2006-09-07.
  67. ↑ Liebert, J. (1980). „White dwarf stars“. Annual review of astronomy and astrophysics. 18 (2): 363–398. Bibcode:1980ARA&A..18..363L. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051.
  68. ↑ 68.0 68.1 68.2 Introduction to Supernova Remnants. Goddard Space Flight Center (April 6, 2006). ციტირების თარიღი: 2006-07-16.
  69. ↑ Fryer, C. L. (2003). „Black-hole formation from stellar collapse“. Classical and Quantum Gravity. 20 (10): S73–S80. Bibcode:2003CQGra..20S..73F. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309.
  70. ↑ Szebehely, Victor G.; Curran, Richard B. (1985) Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. Springer. ISBN 90-277-2046-0. 
  71. ↑ „Most Milky Way Stars Are Single“ (პრეს-რელიზი). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. January 30, 2006. ციტირების თარიღი: 2006-07-16.
  72. ↑ What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?. Royal Greenwich Observatory. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2015-11-09. ციტირების თარიღი: 2006-07-18.
  73. ↑ Borenstein, Seth (December 1, 2010). „Universe's Star Count Could Triple“. CBS News. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2013-10-15. ციტირების თარიღი: 2011-07-14.
  74. ↑ „Hubble Finds Intergalactic Stars“. Hubble News Desk. January 14, 1997. ციტირების თარიღი: 2006-11-06.
  75. ↑ 3.99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 105 years.
  76. ↑ Holmberg, J.; Flynn, C. (2000). „The local density of matter mapped by Hipparcos“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 313 (2): 209–216. arXiv:astro-ph/9812404. Bibcode:2000MNRAS.313..209H. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x.
  77. ↑ „Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic“. CNN News. June 2, 2000. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2013-07-27. ციტირების თარიღი: 2014-01-21.
  78. ↑ Lombardi, Jr., J. C.; et al. (2002). „Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers“. The Astrophysical Journal. 568 (2): 939–953. arXiv:astro-ph/0107388. Bibcode:2002ApJ...568..939L. doi:10.1086/339060.
  79. ↑ 79.0 79.1 H. E. Bond; E. P. Nelan; D. A. VandenBerg; G. H. Schaefer; D. Harmer (2013). „HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang“. The Astrophysical Journal Letters. 765 (1): L12. arXiv:1302.3180. Bibcode:2013ApJ...765L..12B. doi:10.1088/2041-8205/765/1/L12.
  80. ↑ Naftilan, S. A.; Stetson, P. B.. How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?. Scientific American (July 13, 2006). ციტირების თარიღი: 2007-05-11.
  81. ↑ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). „The End of the Main Sequence“. The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
  82. ↑ Irwin, Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons, გვ. 78. ISBN 0-470-01306-0. 
  83. ↑ A "Genetic Study" of the Galaxy. ESO (2006-09-12). ციტირების თარიღი: 2006-10-10.
  84. ↑ Fischer, D. A.; Valenti, J. (2005). „The Planet-Metallicity Correlation“. The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102–1117. Bibcode:2005ApJ...622.1102F. doi:10.1086/428383.
  85. ↑ Signatures Of The First Stars. ScienceDaily (April 17, 2005). ციტირების თარიღი: 2006-10-10.
  86. ↑ Feltzing, S.; Gonzalez, G. (2000). „The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates“. Astronomy & Astrophysics. 367 (1): 253–265. Bibcode:2001A&A...367..253F. doi:10.1051/0004-6361:20000477.
  87. ↑ Gray, David F. (1992). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press, გვ. 413–414. ISBN 0-521-40868-7. 
  88. ↑ „The Biggest Star in the Sky“. ESO. March 11, 1997. ციტირების თარიღი: 2006-07-10.
  89. ↑ Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). „Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared“. Journal of Astrophysics and Astronomy. 16: 332. Bibcode:1995JApAS..16..332R.
  90. ↑ Davis, Kate. (December 1, 2000) Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis. AAVSO. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2006-07-12. ციტირების თარიღი: 2006-08-13.
  91. ↑ Loktin, A. V. (September 2006). „Kinematics of stars in the Pleiades open cluster“. Astronomy Reports. 50 (9): 714–721. Bibcode:2006ARep...50..714L. doi:10.1134/S1063772906090058.
  92. ↑ Hipparcos: High Proper Motion Stars. ESA (September 10, 1999). ციტირების თარიღი: 2006-10-10.
  93. ↑ Johnson, Hugh M. (1957). „The Kinematics and Evolution of Population I Stars“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (406): 54. Bibcode:1957PASP...69...54J. doi:10.1086/127012.
  94. ↑ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. (1999). „The Formation of Star Clusters“. American Scientist. 86 (3): 264. Bibcode:1998AmSci..86..264E. doi:10.1511/1998.3.264. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2005-03-23. ციტირების თარიღი: 2006-08-23.
  95. ↑ Brainerd, Jerome James. (July 6, 2005) X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics Spectator. ციტირების თარიღი: 2007-06-21.
  96. ↑ Berdyugina, Svetlana V.. (2005)Starspots: A Key to the Stellar Dynamo. Living Reviews. ციტირების თარიღი: 2007-06-21.
  97. ↑ Smith, Nathan (1998). „The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender“. Mercury Magazine. Astronomical Society of the Pacific. 27: 20. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2006-09-27. ციტირების თარიღი: 2006-08-13.
  98. ↑ „NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy“. NASA News. March 3, 2005. ციტირების თარიღი: 2006-08-04.
  99. ↑ „Stars Just Got Bigger“. European Southern Observatory. July 21, 2010. ციტირების თარიღი: 2010-17-24. შეამოწმეთ თარიღის პარამეტრი |accessdate=-ში (დახმარება)
  100. ↑ Wolchover, Natalie. Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash. LiveScience.com (August 7, 2012).
  101. ↑ „Ferreting Out The First Stars“. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. September 22, 2005. ციტირების თარიღი: 2006-09-05.
  102. ↑ „Weighing the Smallest Stars“. ESO. January 1, 2005. ციტირების თარიღი: 2006-08-13.
  103. ↑ Boss, Alan. (April 3, 2001) Are They Planets or What?. Carnegie Institution of Washington. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2006-09-28. ციტირების თარიღი: 2006-06-08.
  104. ↑ 104.0 104.1 Shiga, David. (August 17, 2006) Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New Scientist. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2006-11-14. ციტირების თარიღი: 2006-08-23.
  105. ↑ Leadbeater, Elli (August 18, 2006). „Hubble glimpses faintest stars“. BBC. ციტირების თარიღი: 2006-08-22.
  106. ↑ „Flattest Star Ever Seen“. ESO. June 11, 2003. ციტირების თარიღი: 2006-10-03.
  107. ↑ Fitzpatrick, Richard. (February 13, 2006) Introduction to Plasma Physics: A graduate course. The University of Texas at Austin. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2010-01-04. ციტირების თარიღი: 2006-10-04.
  108. ↑ Villata, Massimo (1992). „Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 257 (3): 450–454. Bibcode:1992MNRAS.257..450V.
  109. ↑ „A History of the Crab Nebula“. ESO. May 30, 1996. ციტირების თარიღი: 2006-10-03.
  110. ↑ Strobel, Nick. (August 20, 2007) Properties of Stars: Color and Temperature. Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc.. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2007-06-26. ციტირების თარიღი: 2007-10-09.
  111. ↑ Seligman, Courtney. Review of Heat Flow Inside Stars. Self-published. ციტირების თარიღი: 2007-07-05.
  112. ↑ 112.0 112.1 Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator (February 16, 2005). ციტირების თარიღი: 2006-10-10.
  113. ↑ Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998) Introductory Astronomy & Astrophysics, 4th, Saunders College Publishing, გვ. 321. ISBN 0-03-006228-4. 
  114. ↑ Koppes, Steve (June 20, 2003). „University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science“. The University of Chicago News Office. ციტირების თარიღი: 2012-06-15.
  115. ↑ The Colour of Stars. Australian Telescope Outreach and Education. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2012-02-22. ციტირების თარიღი: 2006-08-13.
  116. ↑ „Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun“. Hubble News Desk. July 15, 2004. ციტირების თარიღი: 2006-05-24.
  117. ↑ Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A. (2000). „Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation“. The Astrophysical Journal. 532 (2): 1192–1196. arXiv:astro-ph/9912031. Bibcode:2000ApJ...532.1192G. doi:10.1086/308617.
  118. ↑ Staff (January 10, 2006). „Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator“. National Optical Astronomy Observatory. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2020-05-15. ციტირების თარიღი: 2007-11-18.
  119. ↑ Michelson, A. A.; Pease, F. G. (2005). „Starspots: A Key to the Stellar Dynamo“. Living Reviews in Solar Physics. Max Planck Society.
  120. ↑ Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B. (1977). „Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres“. Astronomy and Astrophysics. 61 (6): 809–813. Bibcode:1977A&A....61..809M.
  121. ↑ Chugainov, P. F. (1971). „On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars“. Information Bulletin on Variable Stars. 520: 1–3. Bibcode:1971IBVS..520....1C.
  122. ↑ Magnitude. National Solar Observatory—Sacramento Peak. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2008-02-06. ციტირების თარიღი: 2006-08-23.
  123. ↑ 123.0 123.1 Luminosity of Stars. Australian Telescope Outreach and Education. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2014-08-09. ციტირების თარიღი: 2006-08-13.
  124. ↑ Hoover, Aaron. Star may be biggest, brightest yet observed. HubbleSite (January 15, 2004). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2007-08-07. ციტირების თარიღი: 2006-06-08.
  125. ↑ Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397. HubbleSite (August 17, 2006). ციტირების თარიღი: 2006-06-08.
  126. ↑ Smith, Gene. (April 16, 1999) Stellar Spectra. University of California, San Diego. ციტირების თარიღი: 2006-10-12.
  127. ↑ Fowler, A. (1891–2). „The Draper Catalogue of Stellar Spectra“. Nature. 45: 427–8. Bibcode:1892Natur..45..427F. doi:10.1038/045427a0. შეამოწმეთ თარიღის პარამეტრი |year=-ში (დახმარება)
  128. ↑ Jaschek, Carlos; Jaschek, Mercedes (1990) The Classification of Stars. Cambridge University Press, გვ. 31–48. ISBN 0-521-38996-8. 
  129. ↑ 129.0 129.1 129.2 MacRobert, Alan M. The Spectral Types of Stars. Sky and Telescope. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2011-07-28. ციტირების თარიღი: 2006-07-19.
  130. ↑ White Dwarf (wd) Stars. White Dwarf Research Corporation. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2009-10-08. ციტირების თარიღი: 2006-07-19.
  131. ↑ 131.0 131.1 131.2 131.3 Types of Variable. AAVSO (May 11, 2010). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2018-10-17. ციტირების თარიღი: 2010-08-20.
  132. ↑ Cataclysmic Variables. NASA Goddard Space Flight Center (2004-11-01). ციტირების თარიღი: 2006-06-08.
  133. ↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004) Stellar Interiors. Springer, გვ. 32–33. ISBN 0-387-20089-4. 
  134. ↑ 134.0 134.1 134.2 Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5. 
  135. ↑ Formation of the High Mass Elements. Smoot Group. ციტირების თარიღი: 2006-07-11.
  136. ↑ 136.0 136.1 What is a Star?. NASA (2006-09-01). ციტირების თარიღი: 2006-07-11.
  137. ↑ „The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT“ (პრეს-რელიზი). ESO. August 1, 2001. ციტირების თარიღი: 2006-07-10.
  138. ↑ Burlaga, L. F.; et al. (2005). „Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields“. Science. 309 (5743): 2027–2029. Bibcode:2005Sci...309.2027B. doi:10.1126/science.1117542. PMID 16179471.
  139. ↑ 139.0 139.1 Wallerstein, G.; et al. (1999). „Synthesis of the elements in stars: forty years of progress“ (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995–1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. ციტირების თარიღი: 2006-08-04.
  140. ↑ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). „Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03“. Astronomy and Astrophysics Supplement. 141 (3): 371–383. arXiv:astro-ph/9910164. Bibcode:2000A&AS..141..371G. doi:10.1051/aas:2000126.
  141. ↑ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). „The evolution and explosion of massive stars“. Reviews of Modern Physics. 74 (4): 1015–1071. Bibcode:2002RvMP...74.1015W. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.
  142. ↑ 11.5 დღე არის 0.0315 წელიწადი.


ხ • გ • რ
ევოლუცია
პროტოვარსკვლავი
სიკაშკაშის კლასი
სპექტრული
კლასიფიკაცია
ნარჩენები
თეორიული ვარსკვლავები
ნუკლეოსინთეზი
სტრუქტურა
თვისებები
ვარსკვლავური სისტემები
სიები
მონათესავე სტატიები
მოძიებულია „https://ka.wikipedia.org/w/index.php?title=ვარსკვლავი&oldid=4686613“-დან