რაზეა დამოკიდებული ვარსკვლავის ზომა

რაზეა დამოკიდებული ვარსკვლავის ზომა

 მასიური ნიშნავს დიდს, ნაკლებად მასიური პატარას, ასეა? ყველაფერი ასე მარტივად არ არის, როცა ვარსკვლავებზე და მათ ზომაზე ვსაუბრობთ. თუ დედამიწასა და მზეს შევადარებთ, აღმოვაჩენთ, რომ მნათობის ერთი ბოლოდან მეორემდე 109 დედამიწა ჩაეტევა. ამავე დროს, არსებობენ დედამიწაზე პატარა ვარსკვლავები და ისეთებიც, რომელთა ზომა დედამიწის ორბიტაზე გაცილებით დიდია.

 ეს როგორ? რაზეა დამოკიდებული ვარსკვლავის ზომა? რა არის ”მზეთა” ასეთი განსხვავებულობის მიზეზი?

 რთული შეკითხვაა, რადგან ვარსკვლავების ზომას თითქმის ვერ ვხედავთ.

 მოწმენდილი ცის ღრმა ტელესკოპურ გამოსახულებაზე სხვადასხვა ზომისა და ელვარების ვარსკვლავები ჩანს, მაგრამ ყველა მათგანი წერტილების სახით წარმოგვიდგება. ზომაში განსხვავება ოპტიკური ილუზიაა, დაკავშირებული დასამზერად გამოყენებული კამერებით მიღებული კადრების გადაჯერებასთან.

 დიდი მანძილების გამო, ვარსკვლავთა უჯმრავლესობა ტელესკოპშიც კი წერტილებად წარმოგვიდგება. მათი ფერისა და ელვარების გარჩევა ადვილია, ზომისა კი – არა. გარკვეულ მანძილზე მდებარე, გარკვეული ზომის ობიექტს ე.წ. კუთხური ზომით ახასიათებენ, მოჩვენებითი ზომით, რომელსაც ის ცაზე იკავებს. მზესთან უახლოესი ვარსკვლავი – კენტავრის ალფას А, მისგან სულ რაღაც 4,3 სინათლის წლით არის დაშორებული და მზეზე 22%-ით მეტი რადიუსი აქვს.

 მზისმაგვარი ორი ვარსკვლავი, კენტავრის ალფას А და B, მდებარე 4,37 სინათლის წლის მანძილზე დედამიწიდან, ერთმანეთის გარშემო სატურნი-ნეპტუნს შორის დისტანციაზე ბრუნავს. ”ჰაბლით” გადაღებულ ფოტოზეც კი წერტილოვან წყაროებად გამოიყურებიან, არანირი დისკო არ დაიმზირება(უახლოესი ვარსკვლავი „ჰაბლმა“ გადაიღო).

 მიუხედავად ამისა, მისი კუთხური დიამეტრი 0,007 კუთხურ წამად გვეჩვენება. კუთხური წუთი, 60 კუთხური წამისგან შედგება; 60 კუთხური წუთისგან – 1 გრადუსი, ხოლო 360 გრადუსისგან – სრული წრე. ”ჰაბლის” შესაძებლობის ტელესკოპსაც კი მხოლოდ 0,05’’-ის გარჩევა შეუძლია; არც თუ ისე ბევრია იმ ვარსკვლავთა რაოდენობა, რომელთა დანახვა ტელესკოპს ნორმალური გარჩევადობით შეუძლია. როგორც წესი, ეს არის ახლოს მდებარე გიგანტური ვარსკვლავები, მაგალითად, ბეტელგეიზე ან ოქროს თევზის R.

ბეტელგეიზეს რადიო გამოსახულოება. ერთ-ერთი ვარსკვლავი იმ ცოტათაგან, რომელსაც წერტილზე მეტი ზომის ობიექტად ვხედავთ დედამიწიდან.

 საბედნიეროდ, არასებობს ირიბი მეთოდები, თან საკმაოდ საიმედო, რომელბითაც ვარსკვლავთა ფიზიკურ ზომას ვგებულობთ. ვარსკვლავის სრული ნათობა ორი ძირითადი პარამეტრით განისაზღვრბა: ტემპერატურა და ზომა. ერთად-ერთი ადგილი სამყაროში, რომელიც სინათლეს ასხივებს ვარსკვლავის ზედაპირია, ხოლო სფეროს ზედაპირის რადიუსი ყოველთვის ერთი ფორმულით გამოითვლება: 4πr2, სადაც r – სფეროს რადიუსია. თუ ვარსკვლავამდე მანძილი, მისი ტემპერატურა და ნათობა ვიცით, მაშინ ზომაც გვეცოდინება, ასეთია ფიზიკის კანონები(დამოკიდებულება პერიოდი-ნათობა).

ფარის UY-ის ფოტო, გადაღებული რეზერფორდის სახელობის ობსერვატორიის ტელესკოპით. აქამდე ცნობილთა შორის ყველაზე უფრო დიდი ზომის ვარსკვლავის ფოტო( ყველაზე დიდი და ყველაზე მასიური ვარსკვლავი).

 ზოგიერთი ვარსკვლავის დიამეტრი სულ რაღაც ათეულობით კილომეტრია, ზოგი კი მზის ზომას 1500-ჯერ აჭარბებს. ყველაზე დიდის ტიტულს ფარის UY ინარჩუნებს, დიამეტრით 2,4 მილიარდი კილომეტრი, რაც იუპიტერის ორბიტის ზომაზე მეტია. რა თქმა უნდა, ამ წარმოუდგენელი მაგალითით ყველა სხვა ვარსკვლავზე ვერ ვიმსჯელებთ. ყველაზე უფრო გავრცელებული ტიპის ვარსკვლავები ე.წ. მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებია(ჰერცშპრუნგ-რასელის ვარსკვლავური დიაგრამა), როგორც ჩვენი მზე: წყალბადისგან შემდგარი ვარსკვლავი, რომელიც ბირთვში მიმდინარე თერმობირთუბლი რეაქციისგან ღებულობს ენერგიას, წყალბადის გარდაქმნით ჰელიუმად. მათი ზომაც სხვადასხვაა, თვით ვარსკვლავის მასის მიხედვით.

ჩვენი გალაქტიკის ერთ-ერთი ვარსკვლავთწარმომქმნელი რეგიონი. გრავიტაციის ზემოქმედებით შესქელებულ გაზის ღრუბლებში პროტოვარსკვლავები ფორმირდება, რომლებიც სულ უფრო ცხელდება და მკვრივდება, სანამ მათ ბირთვში სინთეზის რექცია დაიწყება.

 წარმოქმნილი ვარსკვლავის ბირთვში, გრავიტაციული შეკუმშვა პოტენციურ ენერგიას(გრავიტაცია), ნაწილაკთა კინეტიკურ ენერგიად(მოძრაობა/სითბო) გარდაქმნის. საკმაო მასის შემთხვევაში, ცენტრში ტემპერატურა მილიონობით გრადუსამდე ადის, ხოლო მცირე მასის ვარსკვლავებში ყველაზე უფრო შიდა ნაწილი თუ გაცხელდება 4 მილიონ გრადუსამდე, რომელზეც თერმობირთვული რეაქცია ვერ წავა. მეორეს მხრივ, მზეზე ასეულობითჯერ მასიური ვარსკვლავების ცენტრში ათეულობით მილიონ  გრადუსზე, წყალბადის გარდაქმნა ჰელიუმად მილიონობითჯერ უფრო სწრაფად ხდება, ვიდრე მზის წიაღში.

მორგან-ქინანის სპექტრული კლასიფიკაციის სისტემა ტემპერატურული დიაპაზონით ყოველი ვარსკვლავური კლასის მიხედვით კელვინებში. ვარსკვლავთა აბსოლუტური უმრავლესობა(75%) М-კლასის ვარსკვლავებზე მოდის, 800-დან მხოლოდ ერთს შეიძლება ჰქონდეს ისეთი მასა, რომელიც მას ზეახლდ გადააქცევს.

 ყველაზე უფრო პატარა ვარსკვლავებს, ყველაზე უფრო სუსტი გარე ნაკადები და გამოსხივების წნევა აქვთ, მასიურებს კი პირიქით. მსუბუქ ვარსკვლავებს, წითელ ჯუჯებს, მაგალითად, კენტავრის პროქსიმასა და VB 10-ის ზომა მზის 10%-ს შეადგენს, იუპიტერზე ოდნავ მეტი. ხოლო ყველაზე მასიური ცისფერი გიგანტი R136a1, მზეზე 250-ჯერ მასიურია, თუმცა მხოლოდ 30-ჯერ დიდია მასზე. თუ ვარსკვლავში მხოლოდ ჰელიუმის სინთეზირება ხდება, მისი ზომა ძალიან მცირე ცვლილებებს განიცდის.

 პატარა ვარსკვლავები საერთოდ ვერაფერს ასინთეზირებენ, ყველაზე დიდები კი თავიანთი სიცოცხლის გაცილებით მაღალ ენერგიულ ეტაპზე არიან. ზომის მიხედვით ისინი 5 კლასად შეიძლება დაიყოს:

 ნეიტრონული ვარსკვლავები: ზეახლის ნარჩენები, შეკუმშული რამდენიმე კილომეტრის ზომამდე 2-3 მზის მასით. გამოსიხვება მათაც აქვთ, ოღონდ ძალინ მცირე რაოდენობით, პატარა ზომის გამო.

 თეთრი ჯუჯები: მზისმაგვარი ვარსკვლავების ნარჩენი დედამიწის ზომამდე შეკუმშული ბირთვითა და 0,5-1,4 მზის მასით.

 მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები: ზემოთ ხსენებული წითელი ჯუჯები, მზისმაგავრი ვარსკვლავები და ცისფერი გიგანტები. მათ განსხვავებული ზომები აქვთ, 100 000 კილომეტრიდან 30 000 000 კილომეტრამდე. თუმცა, ნებისმიერი მათგანი რომ მზის ადგილზე მოგვეთავსებინა, მერკურიც კი არ მოხვდებოდა მის ფარგლებში.

 წითელი გიგანტები: საუკეთესო დემონსტრაციაა იმისა, თუ რა ხდება, როცა ვარსკვლავის წიაღში წყალბადი თავდება. ამის მერე იწყება ჰელიუმის გარდაქმნა ნახშირბადად, რასაც კიდევ უფრო მეტი ტემპერატურა ესაჭიროება, რის გამოც ვარსკვლავი გაფართოებას იწყებს. ბირთვიდან გარეთ მოქმედი ძალა(გამოსიხვება), ბირთვისკენ მიამრთულ ძალას(გრავიტაცია) უნდა აწონასწორებდეს, რათა ვარსკვლავმა მდგრადობა შეინარჩუნოს. რაც უფრო ძლიერი იქნება ძალა, რომელიც გარეთ არის მომართული, მით უფრო დიდი იქნება ვარსკვლავი. წითელი გიგანტების დიამეტრი ჩვეულებრივ 100-150 მილიონ კილომეტრს უტოლდება. ეს სრულიად საკმარისა მერკურის, ვენერასა და ალბათ დედამიწისაც, გასანადგურებლად.

 ზეგიგანტები: ყველაზე უფრო მასიური ვარსკვლავები, რომელთა წიაღში კიდევ უფრო მძიმე ელემენტების სინთეზირება არის შესაძლებელი: ნახშირბადი, ჟანგბადი, სილიციუმი და გოგირდი. ეს ვარსკვლავები ზეახლებად ან შავ ხვრელებად გადაქცევისთვის არიან განწირულნი. მანამდე კი მილიარდობით კილომეტრზე და მეტად იბერებიან(როგორ გაჩნდა ქიმიური ელემენტები?).

გიგანტებთან შედარებით, მზე პატარა ვარსკვლავად რჩება, თუმცა წითელი გიგანტის ფაზაში არქტურზე დიდი ზომისა გახდება.

 ყველაზე უფრო პატარა ვარსკვლავებში, როგორიც ნეიტორნული ვარსკვლავები და თეთრი ჯუჯებია, ენერგიის გადინება ძალიან მცირე ზედაპირიდან ხდება, რის გამოც ელვარების შენარჩუნებას ძალიან დიდი ხნით ახერხებენ. ყველა დანარჩენი ვარსკვლავების ზომა მარტივი ბალანსით განისაზღვრება: ამომავალი გამოსხივების ძალა ზედაპირთან, შიგნით მიმართულ გრავიტაციულ მიზიდულობას უნდა უტოლდებოდეს. თუ რადიაცია ძლევს, მაშინ ვარსკვლავი მილიარდობით კილომეტრამდე გაიბერება.

 დაბერებასთან ერთად, მზის ბირთვი კიდევ უფორ მეტად ცხელდება და ფართოვდება. მილიარდი წლის მერე მისი ტემპერატურა დედამიწის ოკეანეებს ააორთქლებს. ნეიტრონულ ვარსკვლავებზე და ყველაზე უფრო დიდ ზეგიგანტებზე მასიური ის მაინც ვერ გახდება, რა ზომაც არ უნდა მიიღოს(ვარსკვლავი).

Show Comments Hide Comments

კომენტარის დატოვება

თქვენი ელფოსტის მისამართი გამოქვეყნებული არ იყო. აუცილებელი ველები მონიშნულია *