ვარსკვლავი

 მზის მსგავსი ვარსკვლავის სიცოცხლის ხანგრძლივობა 10 მილიარდი წელია. ეს გაცილებით დიდი პერიოდია ვიდრე 100 მილიონი ადამიანის სიცოცხლის ხანგრძლივობა. ასტრონომები მხოლოდ უკანასკნელი ერთი საუკუნეა რაც დაკვირვებისთვის ისეთ მოწყობილობებს იყენებენ, რომელიც საშუალებას მისცემთ დაადგინონ ვარსკვლავების ფიზიკური მახასიათებლები. დააკვირდე მზეს 100 წლის განმავლობაში იგივეა, დააკვირდე ადამიანს 20 წამის განმავლობაში. ეს მონაცემი თითქოს შეუძლებელს ხდის გავარკვიოთ თუ როგორ წარმოიქმნებიან და ვითარდებიან ვარსკვლავები. რა შეიძლება გავარკვიოთ თუ დავაკვირდებით ადამიანს 20 წამის განმავლობაში? დროის ამ მოკლე პერიოდში მან შეიძლება ჩაისუნთქოს რამდენჯერმე, მისი გული გააკეთებს დაახლოებით 2 ათეულ დარტყმას, შესაძლოა გაიაროს რამდენიმე ათეული მეტრი, ან სულაც ეძინოს და სრულიად უმოძრაოდ დარჩეს.

 მიუხედავად ამისა, ამოცანა არც ისე უიმედია. დაგვჭირდება უამრავი ადამიანი, რომლებსაც ერთდროულად შევისწავლით. თუ დავაკვირდებით ბევრ ადამიანს, თითოეულს 20 წამის განმავლობაში, მეცნიერს შეეძლება შეადგინოს ტიპური ადამიანის სტატისტიკური სურათი. დაკვირვება გამოარკვევს, რომ 20 წამის განმავლობაში ადამიანების დაახლოებით 1/3 იქნება ჰორიზონტალურ უძრავ მდგომარეობაში. აქედან დავასკვნით, რომ ტიპიური ადამიანი სიცოცხლის მესამედს ძილში ატარებს. მსგავსი დასკვნების და პროცენტული მონაცემების მიღება შეიძლება იმ ადამიანებზე დაკვირვებით, რომლებიც მიირთმევენ საჭმელს, სარგებლობენ ლიფტით, თუ იხეხავენ კბილებს. დაკვირვება გვიჩვენებს რომ, მოცემულ პერიოდში 100 მილიონი ადამიანიდან ერთი კვდება. აქედან გამომდინარე ადამიანები ცოცხლობენ 100 მილონჯერ მეტი პერიოდის განმავლობაში ვიდრე 20 წამია, ანუ 70 წელი. დაკვირვება იმაზე, რომ ახალი ადამიანები (ბავშვები) პატარები არიან, მაგრამ კვდებიან დიდი ადამიანები, ხელს შეუწყობს, რომ ჩამოყალიბდეს ადამიანის ზრდისა და განვითარების თეორია. თანდათნობით, მეტი დაკვირვებები საშუალებას მოგვცემს ერთად შევკრიბოთ და ერთიან თეორიად ჩამოვაყალიბოთ ადამიანის ევოლუციის ისტორია.

 ვარსკვლავების ევოლუციის ფორმირებაც მსგავსად ხდება. უამრავი ვარსკვლავის დაკვირვებით, ასტრონომებმა შექმნეს ტიპიური ვარსკვლავის ევოლუციის სტატისტიკური სურათი.

 როდესაც ასტრონომები ამბობენ,  რომ ვარსკვლავი ევოლუციონირებს, ეს ნიშნავს, რომ ის გარეგნულ სახეს და შინაგან სტუქტურას იცვლის. ეს ხდება იმიტომ, რომ თერმობირთვული სინთეზის რეაქცია ცვლის ვარსკვლავის შინაგან ქიმიურ შემადგენლობას. რადგან ვარსკვლავის შინაგანი სტრუქტურა იცვლება, შესაბამისად იცვლება მისი ზომა, ნათება და ზედაპირის ტემპერატურა.

 ვარსკვლავთა მოდელები

  ვარსკვლავები ძალიან ნელა ვითარდებიან და შუძლებელია მათში რაიმე ფიზიკური ცვლილებების დაკვირვება. ასტრონომებს ასევე არ შეუძლიათ უშუალოდ დააკვირდნენ მის ინტერიერს ზედაპირის შიგნით. რაც დღესდღეობით ვიცით ვარსკვლავის შინაგანი სტუქტურის შესახებ მიღებულია მათემატიკური მოდელების შექმნის გზით. თუ ასტრონომმა იცის ვარსკვლავის მასა და ქიმიური შემადგენლობა, მას შეუძლია გამოთვალოს, როგორ იცვლება დროთა განმავლობაში ნათება, წნევა, ტემპერატურა და მასა ბირთვიდან ზედაპირამდე. იმისთვის რომ დავრწმუნდეთ მოდელი რამდენად სწორია, ასტრონომები ადარებენ მათემატიკური მოდელით მიღებულ მონაცემებს დაკვირვების შედეგებს.

 ვარსკვლავის მთლიან ევოლუციას განსაზღვრავს მისი მასა და ქიმიური შემადგენლობა. ყველა მნიშვნელოვანი პროცესი ვარსკვლავში, იქნება ეს ენერგიის წარმოება, ენერგიის გადატანა თუ სხვა, დამოკიდებულია ვარსკვლავის შემადგენლობაზე. ეს პროცესები განსაზღვრავს ვარსკვლავის სტრუქტურას, ბირთვული რეაქციის სისწრაფეს და ტიპს. იმ მომენტში, როდესაც ვარსკვლავი ჩამოყალიბდება, მისი მთელი ევოლუცია უკვე განსაზღვრულია. ეს ასე რომ არ იყოს, და ვარსკვლავზე გავლენას ახდენდეს გარეგანი შემთხვევითი მოვლენები, ასტრონომები უძლურები აღმოჩნდებოდნენ, ვერ მოახერხებდნენ შეექმნათ ვარსკვლავის ევოლუციური მოდელები ან რაიმე ვარაუდი გამოეთქვათ ვარსკვლავების ევოლუციის შესახებ. (უნდა გავითვალისწინოთ, რომ ეს არ ეხება ვარსკვლავთა ჯერად სისტემებს და განკუთვნილია მხოლოდ ცალკეული ვარსკვლავისათვის).

 ვარსკვლვთა ევოლუციის გასაღები ასტრონომებისთვის ვარსკვლავთა გროვები გახდა. ასტრონომები მიხვდნენ რომ ზოგიერთი ნისლეული, რომელსაც აკვირდებოდნენ ვარსკვლავთა „საბავშვო ბაღი“ იყო. მიხვდნენ, რომ ბევრი რამის გამორკვევა შეიძლებოდა ამ გროვების შესწავლით. გროვებს უნდა ჰქონოდათ ერთი და იგივე ასაკი, და განლაგებული იყვნენ სივრცის ერთ არეში (ანუ მზიდან ერთი და იგივე მანძილზე).

  ფერი-ხილული ვარსკვლავური სიდიდის დიაგრამა

 რადგან გროვამდე მანძილი არ ვიცით, ვერ დავიტანთ ვარსკვლავებს H-R დიაგრამაზე, მაგრამ შეგვიძლია შევადგინოთ მსგავსი დიაგრამა. ფერი თუ იგივე ტემპერატურაა, ის შეგვიძლია გამოვიყენთ როგორც ტემპერატურა ან სპექტრული კლასი. აბსოლიტური ვარსკვლავური სიდიდე იგივეა, რაც ხილული ვარსკვლავური სიდიდე 10 პარსეკის მანძილზე. გროვებში კი ვარსკვლავები ერთი და იმავე მანძილზე არიან მზიდან, ანუ მათი აბსოლიტური ვარსკვლავური სიდიდეები პროპორციულია ხილული ვარსკვლავური სიდიდეების. აქედან გამომდინარე შეადგინეს დიაგრამა, რომლის x ღერძზე დატანილია ფერი, y ღერძზე ხილული ვარსკვლავური სიდიდე. მივიღეთ ფერი-ვარსკვლავური სიდიდის დიაგრამა.

 ამ მეთოდით მიღებული დიაგრამა გავს H-R დიაგრამას. დიაგრამაზე მოცემული გვაქვს მთავარი მიმდევრობა და სხვა რამდენიმე დაჯგუფება, რომლებიც მჭიდრო ურთიერთკავშირშია. ასტრონომებმა შეადარეს რა ერთმანეთს მზესთან ახლოს მყოფი ვარსკვლავების H-R დიაგრამა და ფერი-ნათების დიაგრამა, დაადგინეს რომ ისინი ფაქტიურად ემთხვეოდნენ ერთმანეს და უამრავი დეტალის გარკვევა შეეძლოთ ვარსკვლავთა ევოლუციაზე.

სურ 1.სურ 1 - ფერი-ნათება დიაგრამა

 დიდი მასის მქონე ვარსკვლავების სიცოცხლის ხანგრძლივობა მთავარ მიმდევრობაში უფრო პატარაა ვიდრე მცირე მასიანების. აქედან გამომდინარე ვარსკვლავთა გროვაში მთავარი მიმდევრობის გაუჩინარება იწყება ზედა ნაწილიდან. შესაბამისად ფერი-ნათება დიაგრამაზე მთავარი მიმდევრობა ქრება ზემოთა ნაწილიდან, პირველად წითელ გიგანტად გადაიქცევიან O ტიპის ვარსკვლავები, შემდეგ B და ა.შ. მე-2 სურათზე მოცემულია სხვადასხვა ასაკის ვარსკვლავთა გროვების H-R დიაგრამები. თითოეულ შემთხვევაში, ნებისმიერი ვარსკვლავი, რომელმაც დატოვა მთავარი მიმდევრობა შეგვიძლია ვიპოვოთ წითელი გიგანტების შტოში. იმ ვარსკვლავების სპექტრული ტიპის (ანუ ტემპერატურის) მიხედვით, რომლებმაც დატოვეს მთავარი მიმდევრობა, შეგვიძლია შევაფასოთ გროვის ასაკი.

სურ 2.სურ 7 - M3-ის H-R დიაგრამა

 ევოლუციური ტრეკები

 ვარსკვლავები იმდენად ნელა ვითარდებიან და იცვლებიან, რომ არ არის შესაძლებელი რაიმე არსებითი ცვლილება განიცადოს H-R დიაგრამაზე. თუმცა შეგვიძლია დიაგრამაზე გავავლოთ ევოლუციური ტრეკები, რომელიც გვიჩვენებს ვარსკვლავის მომავალ მდებარეობებს. აღნიშნული ევოლუციური ტრეკები დაფუძნებულია ვარსკვლავთა მათემატიკური მოდელით გამოთვლილ შედეგებზე.

 ვარსკვლავის ევოლუციური ტრეკი არის ის გზა რომელსაც ვარსკვლავი გადის მთელი სიცოცხლის განმავლობაში. ის გვიჩვენებს, როგორ იცვლება ვარსკვლავის ფიზიკური პარამეტრები მისი არსებობის განმავლობაში. ასტრონომები ითვლიან ევოლუციურ ტრეკებს სხვადასხვა მასის ვარსკვლავებისთვის. მოდელებით გამოთვლილი სხვადასხვა მასის ვარსკვლავების ევოლუციური ტრეკების შედარებით ვარსკვლავთა გროვების H-R დიაგრამასთან, რომლებსაც აქვთ იგივე ასაკი და ქიმიური შემადგენლობა, მაგრამ განსხვავებული მასა, ასტრონომებს საშუალება აქვთ შეამოწმონ გამოთვლილი ევოლუციური ტრეკების საიმედოობა.

სურ 3.სურ 2-  გროვების ევოლუციური ტრეკები

 მთვარმიმდევრობამდელი ვარსკვლავები

 ახალგაზრდა გროვების შესწავლა საშუალებას გვაძლევს დავაკვირდეთ როგორ ხვდება ვარსკვლავი მთავარ მიმდევრობაში. ძალიან ახალგაზრდა გროვების შესწავლისას ასტრონომებმა აღმოაჩინეს დაჯგუფებული ობიექტები, რომლებიც ძალიან წითელი ჩანდა. ისინი განთავსებული არიან H-R  დიაგრამის ქვედა მარჯვენა კუთხეში და აგრძელებენ მთავარ მიმდევრობას. ეს ობიექტები წარმოადგენენ ვარსკვლავებს, რომლებიც ჯერ კიდევ თავისუფლდებიან იმ მოლეკულური ღრუბლის ნარჩენებისგან, საიდანაც თავად წარმოიქმნენ.

 როგორ ვიცით, ვარსკვლავები წარმოიქმნებიან ნისლეულებში, გიგანტურ მოლეკულურ ღრუბელში. ახლომდებარე ზეახლის ანთებისას წარმოწმნილი დარტყმითი ტალღა, დიდი ვარსკვლავის ვარსკვლავური ქარი ან გალაქტიკის მაგნიტური ველი იწვევს მოლეკულური ღრუბლის ან მისი ნაწილის კოლაფსის(შეკუმშვის) დაწყებას.

 მთავარმიმდევრობამდელი ვარსკვლავი ნელნელა იკუმშება, კოლაფსირებს. შეკუმშვა იწვევს ვარკსვლავის ბირთვში ტემპერატურის ზრდას. ეს პროცესი გრძელდება მანამ, სანამ ბირთვში არ შეიქმნება წყალბადის სინთეზის დასაწყებად საჭირო პირობები. მას შემდეგ რაც დაიწყება წყალბადის სინთეზი მყარდება თერმოსტატიკური წონასწორობა გრავიტაციასა და შინაგან წნევას შორის. სწორედ ამ დროს ჩაერთვება ვარსკვლავი მთავარ მიმდევრობაში.

 წყალბადის სინთეზის დაწყებას ჭირდება განსაკუთრებული პირობები – ძალიან მაღალი წნევა და ტემპერატურა. მაგალითად, მზის ბირთვში სიმკვრივე 150 გ/სმ³-ია. ეს კი 150-ჯერ მეტია წყლის სიმკვრივეზე(თუმცა მთლიანი მზის საშუალო სიმკვრივე წყლისაზე ნაკლებია), 10-ჯერ მეტი ფოლადზე და 7-ჯერ მეტი ირიდიუმზე და ოსმიუმზე (ყველაზე მკვრივი ნივთიერებები დედამიწაზე). ტემპერატურა კი 15 მლნ K-ია.

 მზის მსგავს და მზეზე პატარა ვარსკვლავებში წყალბადის სინთეზი ხდება სამ ეტაპად (პროტონი-პროტონი ჯაჭვი). ამ ტიპის თერმობირთვული რეაქცია სქემატურად გამოსახულია მე-4 სურათზე.

სურ 4.სურ 4 - proton-proton ჯაჭვი

 8 მზის მასაზე მძიმე ვარსკვლავების ბირთვში განსხვავებული პირობებია, წნევა და ტემპერატურა გაცილებით მაღალია. ნახშირბადი თამაშობს კატალიზატორის როლს და რეაქცია უფრო სწრაფად წარიმართება (CNO ციკლი).

მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები

 ვარსკვლავის ევოლუციაში მთავარი მიმდევრობის ფაზა არის პერიოდი, როდესაც მის ბირთვში მიმდინარეობს წყალბადის სინთეზი. ეს სტაბილურობის პერიოდია, როგორც შინაგანი სტრუქტურა ისე გარეგნული სახე ძალიან ნელა იცვლება. მთავარი მიმდევრობა ყველაზე ხანგრძლივი პროცესია, შესაბამისად ვარსკვლავთა უმეტესობა მთავარი მიმდევრობის არიან.

 მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები განსხვავდებიან მასით, ზომით, ტემპერატურით, ნათებით ან შინაგანი სტრუქტურით.

 ვარსკვლავის მასაზეა დამოკიდებული მისი შინაგანი სტრუქტურაც. განსხვავებული მასის ვარსკვლავებს განსხვავებულად აქვთ განლაგებული რადიაციული და კონვექციური ზონები. ბირთვის, რადიაციული და კონვექციური ზონების სიდიდეც განსხვავებულია. ეს კი მნიშვნელოვან გავლენას ახდენს ვარსკვლავის სიცოცხლის ხანგრძლივობაზე.

სურ 5.

სურ 5 - ვარსკვლავების შინაგანი სტრუქტურა

 მთავარი მიმდევრობის სიცოცხლის ხანგრძლივობა

 ეს არის პერიოდი, რომელიც ჭირდება წყალბადის სრულ გამოლევას ვარსკვლავის ბირთვში.  სიცოცხლის ხანგრძლივობის გამოთვლა საკმაოდ რთულია, თუმცა ის შასაძლოა შეფასდეს ვარსკვლავის მასისა და ნათების გამოყენებით. მაგალითისთვის შესაძლოა მოვიყვანოთ სიტუაცია, როდესაც ვინმეს სურს გამოთვალოს რამდენ ხანს ენთება ცეცხლი, თუკი შეუძლია შეაფასოს შეშის მოხმარების სისწრაფე. ანუ გვჭირდება ვიცოდეთ რა რაოდენობის შეშა გვაქვს და რამდენად კაშკაშაა ცეცხლი. ცეცხლის ნათების ხანგრძლივობა პირდაპირპროპორციული იქნება შეშის რაოდენობის და უკუპროპორციული ცეცხლის სიკაშკაშის. მსგავსად შეგვიძლია ვიმსჯელოთ ვარსკვლავის შემთხვევაშიც.

 ვარსკვლავის მასა განსაზღვრავს მისი სიცოცხლის ხანგრძლივობას. იმისათვის, რომ განვსაზღვროთ ვარსკვლავის სიცოცხლის ხანგრძლივობა, უნდა გავითვალისწინოთ, რომ ვარსკვლავი არ შედგება მხოლოდ წყალბადისაგან. მასის მიხედვით წყალბადი ვარსკვლავის 90%-ია, ხოლო ატომების რიცხვის მიხედვით – მხოლოდ 75%. ატომების რიცხვის მიხედვით ჰელიუმი შეადგენს  24%-ს, ხოლო მძიმე ელემენტების წილი 1%-ია.

 მეორე ფაქტორი, რომელიც მთავარ მიმდევრობაში ყოფნის პერიოდზე მოქმედებს, არის ენერგიის გადატანის სახე ვარსკვლავის ბირთვში. როგორც ვიცით რადიაციულ ზონაში, კონვექციური ზონისგან განსხვავებით, არ ხდება ნივთიერების მოძრაობა. ეს გულისხმობს, რომ ვარსკვლავის წყალბადის მთელი მარაგის მხოლოდ გარკვეული რაოდენობა ხვდება ბირთვში. ვარსკვლავებს დიდი კონვექციური ზონით ბირთვთან ახლოს შეუძლიათ უფრო მეტი წყალბადი გამოიყენონ. აღნიშნული ფაქტორების გათვალისწინებით ასტრონომების შეფასებით, ვარსკვლავის მთავარ მიმდევრობაში ყოფნის პერიოდი შეიძლება გამოვთავალოთ ფორმულით  –

T=1010/M3,5

სადაც T ვარსკვლავის მთავარ მიმდევრობაში ყოფნის პერიოდია, M– ვარსკვლავის მასა.

0.4-8 მზის მასის ვარსკვლავები მთავარი მიმდევრობის შემდეგ

 თერმობირთვული სინთეზით ენერგიის წარმოქმნა წყდება, როდესაც ბირთვში გამოილევა წყალბადის მარაგი. შედეგად ვარსკვლავი მცირედ კოლაფსირებს, რაც იწვევს მის ბირთვში ტემპერატურის ზრდას. ჰელიუმის ბირთვის გარშემო თხელი გარსი ცხელდება იმ კონდინციამდე, რომ შესაძლებელი ხდება მასში წყალბადის სინთეზის დაწყება.

 ვარსკვლავის სტუქტურა და გარეგნული სახე იცვლება, როგორც კი დაიწყება ჰელიუმის ბირთვის გარშემო წყალბადის ჰელიუმად გარდაქმნა. ვარსკვლავის ზედაპირი ფართოვდება და ცივდება. ვარსკვლავი გარდაიქმენება წითელ გიგანტად და გადაინაცვლების H-R დიაგრამის მარჯვენა ზედა ნაწილში. ეს პროცესი მზის მსგავსი ვარსკვლავისთვის 1 მილიარდი წელი გრძელდება, 9 მზის მასის ვარსკვლავისთვის კი მხოლოდ 1 მილიონი.

 წითელი გიგანტების შტო

 თუ როგორ განვითარდება წითელი გიგანტი დამოკიდებულია მის მასაზე. 1 მზის მასის წითელ გიგანტებში ჰელიუმის ბირთვი ხდება უფრო მასიური. ეს იწვევს ბირთვის შეკუმშვას, რის შედეგადაც ის კიდევ უფრო ცხელი და მკვრივი ხდება. წარმოიქმნება პირობები, რომელშიც შესაძლებელი ხდება ჰელიუმის სინთეზის დაწყება. ეს პროცესი ცნობილია ჰელიუმის აალების სახელით. ბირთვი იმდენად მკვრივი ხდება, რომ ადგილი აქვს ელექტრონების გადაგვარებას. გადაგვარებული ელექტრონების წნევა(დეგენერირებული გაზი) უზრუნველყოფს ბირთვის დაცვას მორიგი კოლაფსისაგან.

 ჰორიზონტალური შტოს ვარსკვლავები.

 ბირთვში ჰელიუმის სინთეზის დაწყების შემდეგ მზის მსგავსი ვარსკვლავები ხდებიან უფრო პატარა და ცხელი. ამ პერიოდის ვარსკვლავებს უწოდებენ ჰორიზონტული შტოს ვარსკვლავებს. ისინი საკმაოდ დიდი რაოდენობით გვხვდება ძველ ვარსკვლავთა გროვებში. (მაგალითად M3 – სურ 7.)

სურ 6. სურ 7.

სურ 6 - ჰორიზონტული შტო

სურ 7 - M3-ის H-R დიაგრამა

 ასიმპტომური გიგანტების შტო (AGB).

 თანდათან ვარსკვლავები ბირთვში ჰელიუმს მარაგს ამოწურავენ. როდესაც თერმობირთვული რეაქცია შეწყდება, ბირთვის გარშემო (რომელიც უკვე უმეტესად ნახშირბადის და ჟანგბადისაგან შედგება), ჰელიუმის გარსში იწყება ბირთვული სინთეზი. ვარსკვლავის გარე ფენები იწყებენ გაფართოებას და გაცივებას (რამდენადმე გავს ვარსკვლავის წითელ გიგანტად გარდაქმნას). ვარსკვლავი გადაინაცვლებს H-R დიაგრამის ზედა მარჯვენა ნაწილში. ვარსკვლავის ევოლუციის ამ ფაზას ასიმპტომური გიგანტების შტოს უწოდებენ. AGB ვარსკვლავების სტრუქტურა ნაჩვენებიამე-9 სურათზე.

სურ 8. სურ 9.

სურ 6 - ჰორიზონტული შტო

სურ 9 - ასიმპტოტური შტო..

 AGB ვარსკვლავებისათვის დამახასიათებელია მძლავრი ვარსკვლავური ქარი, რომელიც ვარსკვლავის გარე ფენებს ფანტავს ვარსკვლავთშორის სივრცეში. მათი ზომა იმდენად დიდია, რომ  ზედაპირზე გრავიტაცია ძალიან მცირეა. ამიტომ ნებისმიერ პატარა შეშფოთებას შეუძლია გამოიწვიოს ვარსკვლავის ზედაპირიდან მატერიის გადინება სივრცეში. ვარსკვლავთშორის სივრცეში ვარსკვლავური ქარის სახით გაფანტული მტვრის ნაწილაკები ცივდება და ხდება გაუმჭვირვალე. ამის გამო დროთა განმავლობაში ვარსკვლავის ზედაპირიდან გამოდინებული ნაწილაკები მთლიანად აბნელებენ ვარსკვლავს. გაცივებული ვარსკვლავური ქარი შთნთქავს ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებულ სინათლეს და ასხივებს სპექტრის ინფრაწითელ უბანში.

 თანადთან AGB ვარსკვლავი უფრო დიდი და კაშკაშა ხდება, იზრდება მისი მასის დანაკარგიც (ვარსკვლავი კარგავს 1/10000 მზის მასას წელიწადში, ასეთ პირობებში მზე 10 000 წელში დაკარგავდა მთლიან მასას). 8 მზის მასაზე პატარა ვარსკვლავებისთვის მასის ასეთი კარგვა ვარსკვლავს თანდათან შემოაცლის მთელ გარეთა ფენებს. გვრჩება მხოლოდ მკვრივი ბირთვი (თეთრი ჯუჯა). უფრო მძიმე ვარსკვლავებისთვის პროცესი გაცილებით სწრაფად ვითარდება და მთვრდება ზეახლის ანთებით(ჩანდრასეკარის ზღვარი).

 პლანეტარული ნისლეულის ფაზა

 პლანეტარული ნისლეული არის ყველა 8 მზის მასაზე პატარა ვარსკვლავის ევოლუციის ბოლო სტადია. ვარსკვლავს გარე ფენები შორდება 10-30 კმ/წმ სიჩქარით. გარეგნულად ის გაფართოებად გაზის რგოლს გავს. გაზის უმეტესობა იონიზირებული წყალბადია, თუმცა შეიცავს სხვა მძიმე ელემენტებსაც.

 ამ პერიოდისათვის არ არის დამზერილი 50 000 წელზე ხნიერი პლანეტარული ნისლეული. სავარაუდოდ, დროთა განმავრობაში გაზის ფენები ცივდება და აღარ ასხივებს. ე.ი. აღარ დაიმზირება ჩვენს მიერ. პლანეტარული ნისლეულის ცენტრში გვრჩება  გადაგვარებული ბირთვი – თეთრი ჯუჯა ვარსკვლავი, რომელიც თავდაპირველი ვარსკვლავის მასის 40 %-ია.

სურ. 10სურ 10- პლანეტარული ნისლეული NGC 7293

 თეთრი ჯუჯას ფაზა

 მას შემდეგ, რაც ვარსკვლავის გარე ფენები გაიფანტება ვარსკვლავთშორის სივრცეში, გვრჩება ცხელი ბირთვი. ის ძალიან ცხელი და პატარაა, შედგება ნახშირბადის და ჟანგბადისაგან. თეთრი ჯუჯები ენერგიას აღარ აწარმოებენ, შესაბამისად თანდათან ცივდებიან და შავ ჯუჯებად გარდაიქმენებიან.

 8 მზის მასაზე დიდი ვარსკვლავების ევოლუცია

 8 მზის მასაზე მძიმე ვარსკვლავების ევოლუცია განსხვავებულად წარიმართება. თერმობირთვული სინთეზის რეაქციაც განსხვავებულად მიმდინარეობს. წყალბადის სინთეზი მიმდინარეობს CNO ციკლის მიხედვით. რომელიც წყალბადის სინთეზისათვის იყენებს ნახშირბადის, აზოტისა და ჟანგბადის ბირთვებს. ნახშირბადი მოქმედებს როგორც კატალიზატორი და წყალბადი უფრო სწრაფად გარდაიქმნება ჰელიუმად. CNO ციკლი საჭიროებს გაცილებით მაღალ წნევას და ტემპერატურას, ვიდრე ჩვეულებრივი პროტონი-პროტონი ჯაჭვი. 8 მზის მასაზე დიდ ვარსკვლავებში კი შესაბამისი პირობებია. წყალბადის სწრაფი წვა გულისხმობს მის სწრაფ გამოლევას, ასე რომ მასიური ვარსკვლავები გაცილებით ნაკლებ პერიოდს ატარებენ მთავარ მიმდევრობაში.

სურ 11.სურ 11 - CNO ციკლი

 წითლი გიგანტის ფაზა

 ვარსკვლავის ბირთვში წყალბადის ამოწურვის შემდეგ, ბირთვი მცირედ კოლაფსირებს, იზრდება ტემპერატურა და სიმკვრივე, იწყება ჰელიუმის სინთეზი.  პროცესი იწყება გარსში წყალბადის სინთეზით, რაც გარე ფენებს აფართოებს და ვარსკვლავი ხდება წითელი გიგანტი. მისი რადიუსი გაცილებით დიდია ვიდრე მცირემასიანი ვარსკვლავების შემთხვევაში წარმოქმნილი წითელი გიგანტის რადიუსი, ამიტომ მას წითელ ზეგიგანტებს უწოდებენ. ეს ფაზა გრძელდება რამდენიმე ასეული ათასი წელი, სანამ ბირთვი არ გარდაიქმნება ინერტულ ნახშირბადად. წყალბადის და ჰელიუმის გარსების სინთეზი გრძელდება ბირთვის გარეთ და კვლავ იწვევს ვარსკვლავის გაფართოებას. ბირთვი მცირედ კოლაფსირებს და კიდევ უფრო მკვრივი ხდება.

 ნახშირბადის სინთეზი

 მეორედ ბირთვის კოლაფსის შედეგად ტემპერატურა აღწევს 600 მლნ K-ს და იწყება ნახშირბადის სინთეზი. ამ პროცესს შეუძლია რამდენიმე ასეული წელი ისევ დაამყაროს თერმოსტატიკური წონასწორობა. გარე ფენებში შესაბამისად წამოიქმნება წყალბადის, ჰელიუმისა და ნახშირბადის გარსები. ნახშირბადის ამოწურვის შემდეგ ვარსკვლავი კიდევ კოლაფსირებს, წარმოიქმნება ჟანგბადის ფერფლი. იწყება ვარსკვლავის სიკვდილის ფაზა.

 მძიმე ელემენტების სინთეზი

 რაც უფრო მძიმე ელემენტების სინთეზი ხდება, მით უფრო მცირე დრო ჭირდება შესაბამის რეაქციას. (ეს პერიოდი იმდენად მცირდება, რომ სილიციუმის სინთეზს მხოლოდ ერთი დღე ჭირდება).  სურ. 12  პროცესი გრძელდება სანამ არ მივიღებთ რკინის ბირთვს. რკინის სინთეზს ჭირდება ენერგიის დამატება, ასე რომ ის ვეღარ იქნება ვარსკვლავის ენერგიის წყარო. შედეგად ირღვევა თერმოსტატიკური წონასწორობა, ვარსკვლავი კოლაფსირებს და წარმოქმნის კატასტროფულ აფეთქებას – ზეახალს.სურ 12 - მასიურ ვარსკვლავებში მძიმე ელემენტების ს

ზეახლის ანთება

 როცა ბირთვში ენერგია იწარმოება გვაქვს წონასწორობა გარეთ მიმართულ რადიაციის წნევის ძალასა და შიგნით მიმართულ გრავიტაციის ძალას შორის და ვარსკვლავი სტაბილურია, არ კოლაფსირებს. როდესაც მასიურ ვარსკვლავებში გამოილევა საწვავი, ბალანსი ირღვევა. გარე ფენები ჩაიქცევა და ეცემა რკინის ბირთვს. რკინის ბირთვის ზომის მიხედვით შესაძლოა განვითრდეს ორი სცენარიდან ერთ-ერთი: მივიღოთ ნეიტრონული ვარსკვლავი(1) ან თუ რკინის ბირთვი ძალიან დიდია – შავი ხვრელი.

 ზეახლის ნარჩენი

 ზეახლის ანთებისას მატერია შემოეცლება ინერტულ ბირთვს და გაიფანტება ვარსკვლავთშორის სივრცეში დიდი სიჩქარით (სინათლის სიჩქარის 10%). ეს პროცესი გრძელდება ათასობით წელი აფეთქების შემდეგ. მატერია ძალიან ცხელდება და ამ პროცესში წარმოიქმნება რკინაზე მძიმე ელემენტები (რაც შეუძლებელია ვარსკვლავში). გაფართოებადი გარსი რჩება ზეახლის აფეთქებიდან ათასობით მილიონი წლის განმავლობაში.

სურ. 13სურ 14 - 1054 ზეახლის ნარჩენი, კიბორჩხალას ნისლეული

 ზეახლის ანთების შემდეგ დაჩენილი ბირთვი შესაძლოა იყოს ნეიტრონული ვარსკვლავი ან შავი ხვრელი. ნეიტრონული ვარსკვლავი აღარ აწარმოებს ენერგიას. ის წამოადგენს  ნეიტრონების ერთობლიობას, რომლებიც წარმოუდგენლად დიდი სიმკვრივის ობიექტს ქმნიან. ამ ეტაპზე ეს ფენომენი არ არის კარგად გაგებული. ექსპერიმენტალურ ფიზიკას არ შეუძლია მსგავსი პირობების შექმნა ლაბორატორიაში. ნეიტრონულ ვარსკვლავში წნევა 100-ჯერ უფრო დიდია, ვიდრე შესაძლებელია შეიქმნას ნებისმერ ლაბორატორიაში. ასტრონომებს ამჟამად არ შეუძლიათ ზუსტად განსაზღვრონ ნეიტრონული ვარსკვლავის მასის ზედა ზღვარი. თუმცა, გავრცელებული შეფასებით 2,7 მზის მასაზე დიდი ნეიტრონული ვარსკვლავი კოლაფსირებს და წარმოქმნის შავ ხვრელს.

 შავი ხვრელი

 როდესაც ვარსკვლავის რკინის ბირთვი 2,7 მზის მასას აღემატება, ზეახლის ანთების შემდეგ წარმოიქმენება შავი ხვრელი. შავი ხვრელები არიან ობიექტები, რომლებიც იმდენად მკვრივია, რომ მათ ზედაპირთან გაქცევის სიჩქარე აღემატება სინათლის სიჩქარეს. ეს კი ნიშნავს, რომ აღნიშნული ობიექტები არ ასხივებენ ელექტრომაგნიტურ რადიაციას.

 საბოლოოდ, მატერია რომელიც გამოიტყორცნება ზეახლის ანთებისას უბრუნდება ვარსკვლავთშორის სივრცეს და ხელახლა გამოიყენება ახალი ვარსკვლავების ფორმირებისათვის. საინტერესოა, თუმცა ფაქტიურად, მოვლენა, რომელიც ასრულებს ერთი ვარსკვლავის არსებობას (ზეახალი), იწვევს ახლომდებარე მოლეკულური ღრუბლის კოლაფსს და სხვა ვარსკვლავის არსებობის დაწყებას(ვარსკვლავების არსებობის და ევოლუციის ეს ციკლური ხასიათი წარმოდგენილია მე-14 სურათზე).

სურ. 14

სურ 15 - The Life Cycle Of A Star

 ავტორი: სალომე ბაგაშვილი.

2 comments

Leave a Reply

თქვენი ელფოსტის მისამართი გამოქვეყნებული არ იყო. აუცილებელი ველები მონიშნულია *

This site uses Akismet to reduce spam. Learn how your comment data is processed.