როგორ ადგენენ ვარსკვლავის ასაკს?

 ცალკეული ვარსკვლავის ასაკის შეფასება, ვარსკვლავების აღნაგობისა და ევოლუციის თეორიაზე დაყრდნობით ხდება. ამ თეორიის თანახმად, ვარსკვლავი, გრავიტაციული ენერგიისა (ძლიერი შეკუმშვა) და თერმობირთვული ენერგიის (შეკუმშვის საწინააღმდეგოდ მოქმედი მაღალი ტემპერატურა) ჭიდილის ხარჯზე ანათებს (ევოლუცის სხვადასხვა ეტაპზე ამ ორი ენერგიიდან ხან ერთი დომინირებს, ხან მეორე).

 თერმობირთვული რეაქციის ტიპის ცვლილება, ევოლუციის ახალ ეტაპზე გადასვლაზე მეტყველებს. ევოლუციის თითოეული ეტაპი მით უფრო მოკლეა, რაც უფრო მასიურია ვარსკვლავი. მასასა და ნათობას შორის არსებულ დამოკიდებულებას თუ გავითვალისწინებთ ე.წ. ევოლუციის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის ასაკი შემდეგი ფორმულით შეგვიძლია გამოვთვალოთ:

 ვარსკვლავის ფორმირების ხანგრძლივობა (პროტოვარსკვლავიდან ევოლუციის მთავარი მიმდინარეობის ვარსკვლავამდე).

t = 30 m/L (მლნ.წელი)  (1)

 (მასა m და ნათობა L ვარსკვლავის ევოლუციის მოცემულ ფაზაში გამოისახება მზის m-ისა და L-ის წილით). ამ სტადიაზე, მცირე მასის ვარსკვლავებს შეიძლება ჰქონდეს საკმაოდ დიდი აბსოლუტური ასაკი. უძველეს ჯუჯა ვარსკვლავებს მასით 0,25 m, ჯერ კიდევ არ დუსრულებია ზემოთ ხსენებული სტადია, ამ ფორმულითვე (1) გამოითვლება მათი ასაკიც.

 წყალბადის თერმობირთვული წვის ხანგრძლივობა, ვარსკვლავის ევოლუციის ყველაზე დიდი პერიოდია, ამ დროს ვარსკვლავის ენერგიის წყაროს წყალბადის ციკლის თერმობირთვული რეაქცია წარმოადგენს:

t (წყალბადი) = 10m/L (მლნ. წელი)

t და t (წყალბადი)-ის ჯამი ევოლუციის მთავარ მიმდევრობაზე მყოფი ვარსკვლავის ასაკია.

 ჰელიუმის ”წვის” სტადია (წითელი გიგანტის სტადია) t (ჰელიუმი) შეადგენს ხსენებული ჯამის 0,1-ს, ასეთნაირად გამოითვლება წითელი გიგანტისა და ზეგიგანტის ასაკი. ევოლუციის შემდგომი სტადიები, დაკავშირებული ვარსკვლავში ნახშირბადისა და სილიციუმის თერმობირთვულ ”ამოწვასთან”, ძალიან სწრაფად მიმდინარეობს მასიური ზეგიგანტებისთვის (ისინი ევოლუციას ზეახლად აფეთქებით ამთავრებენ). ამ დროს შეიძლება წარმოიქმნას ნეიტრონული ვარსკვლავი ან შავი ხვრელი. ვარსკვლავები მასებით m < 1,2m (მზის), თეთრ ჯუჯებად  გადაიქცევა, ამ სტადიაზე ვარსკვლავის ყოფნის ხანგრძლივობა დაზუსტებული არ არის.

 ვარსკვლავის ასაკის გაგება მის ატმოსფეროში (გარე ფენა) წყალბადისა და ჰელიუმის რაოდენობრივი თანაფარდობით ხდება. თავიდან, ვარსკვლავი წყალბადისა და მძიმე ელემენტების (წყალბადზე და ჰელიუმზე მძიმე ელემენტებს ასტრონომები მეტალებს უქწოდებენ) მცირე მინარევებისგან შედგება. ცენტრში წყალბადის თერმობირთვულ წვასთან ერთად იწყება ვარსკვლავის გაფართოება, რაც მის ნათობას ზრდის. ბოლოს, ვარსკვლავი აღწევს ეტაპს, როცა მისი თვისებები რადიკალურად იცვლება. ხდება ძლიერი გაფართოება და წითელ გიგანტად გადაქცევა.

 დღეისათვის, ასაკის დადგენა ხდება ვარსკვლავის ამჟამინდელი მდგომარეობის მიხედვით, იმის დაშვებით, რომ გრავიტაციული მუდმივა ყოველთვის უცვლელი იყო. შედეგი იქნება მცდარი, თუ ეს ასე არ იყო და ვარსკვლავი კიდევ უფრო ძლიერი გრავიტაციის ზემოქმედების ქვეშ იმყოფებოდა ევოლუციის ადრეულ ეტაპებზე, ანუ ევოლუციონირებდა სწრაფად. ამგვარდ, ვარსკვლავის ასაკის დადგენისას მისი ნათობის მიხედვით, აუცილებელია ვიცოდეთ დრო, რომლის განმავლობაშიც მოცემული მასის ვარსკვლავმა 20 დან 30%-მდე წყალბადი დაწვა. ვარსკვლავის ასაკის ზრდასთან ერთად, ტემპერატურა ცენტრში, წნევა, გამოწვეული გამოსხივებით, ასევე იზრდება ტემპერატურის მეოთხე ხარისხის პროპორციულად. როცა ტემპერატურა ორმაგდება, გამოსხივების წნევა 16-ჯერ იზრდება და მასსა და გრავიტაციას შორის არსებული ბალანსი (ამ ბალანსით ვარსკვლავი დაშლისაგანაა დაცული) კიდევ უფრო მგრძნობიარე ხდება. ბალანსის დროებით დარღვევას სულ უფრო შესამჩნევ შედეგებამდე მივყავართ, და თუ რადიაციის წნევა სწრაფად იზრდება, მაშინ შეიძლება მოხდეს ახალი ვარსკვლავის ანთება (არა ზეახალის). მასის გარკვეული ნაწილის დაკარგვამ შეიძლება სიტუაციის გამოსწორება მოახდინოს, დროებით მაინც, რის შემდეგაც ვარსკვლავი ევოლუციას ყოველგვარი კატასტროფების გარეშე გააგრძელებს, მომდევნო მილიონი წლის განმავლობაში მაინც.

 ქიმიური ანალიზის მიხედვით (სპექტრი), მზე, გალაქტიკის ასაკის არაა, უფრო ახალგაზრდაა, თუმცა მიეკუთვენება გალაქტიკის დისკოს ხნიერი ვარსკვლავების რიცხვს. მისი ასაკის, წარსულისა და მომავლის დადგენა ხდება როგორც ხსენებული მეთოდებით, აგრეთვე მზისმაგვარ სხვა ვარსკვლავებზე დაკვირვებითაც. ზოგიერთმა მათგანმა უკვე დაასრულა ევოლუცია და თეთრ ჯუჯად გადაიქცა, ან პირიქით, იმყოფება ევოლუციის ადრეულ ეტაპზე.

 ვარსკვლავების ასაკის დასაზუსტებლად ბევრი სხვა მონაცემის გათვალისწინებაა სააჭირო (ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამა), ფერი, სად მდებარეობს ვარსკვლავი გალაქტიკაში, რომელი ტიპის ვარსკვლავთგროვშია იგი, ევულუციონირებს თუ არა მარტოობაში (მზე), ხომ არ მოხდა მათი ფენების აღრევა სხვადასხვა მიზეზების გამო (შერწყმა უფრო ახალგაზრდა ან ხნიერ ვარსკვლავთან – ჩამორჩენილი ვარსკვლავები და სფერული გროვები), დაკვირვება ერთნაირი ტიპის სხვადასხვა სტადიაზე მყოფ ვარსკვლავებზე, რადგან წყალბადი-ჰელიუმის თანაფარდობით ასაკის შეფასება საკმაოდ მიახლოებითი სიდიდეა.