Posted by განახლდა: 13/12/2019
სანამ თვითონ ამ “საშინელ” ორმაგ (ბინარულ) სისტემაზე ვისაუბრებდე, მინდა მცირედით მიმოვიხილო გიგანტური და ზეგიგანტური ვარსკვლავები.
როგორც იცით, სამყარო ძალიან დიდია, აი ძალიან. ჰო და ეს გიგანტური სამყარო გიგანტური რაოდენობის ალბათობებს ქმნის. ანუ შემთხვევითობებს რომელთა წარმოდგენაც ძალიან რთულია. ნუ, უმრავლესობისთვის მაინც. როგორც მიხვდით დღეს მარტო ვარსკვლავებზე ვისაუბრებ, თანაც ძალიან ბევრს.
ვარსკვლავი გაზის გიგანტური გროვაა, რომლის შიგნითაც მაღალი წნევის და სიმხურვალის გამო თერმობირთვული სინთეზი მიმდინარეობს (ვარსკვლავი წნევისა და გრავიტაციის ჭიდილია). მზის მაგალითზე შეგვიძილა ავხსნათ თუ როგორ მუშაობს ვარსკვლავი. თუმცა ეს კომბინაცია, რომელიც ყოველ დილით აღმოსავლეთიდან ამოდის, აბსოლუტური არ არის და ვარსკვლავიდან ვარსკვლავამდე განსხვავებული, ანუ უნიკალურია. მაგრამ აჯობებს მაინც ნაცნობი მეგობრით დავიწყოთ.
მზის დღევანდელი მოდელი ასე არის წარმოდგენილი: ბირთვი (მზის რადიუსის 20-25%, 15 მლნ. კელვინი), მასხივებელი ზონა, კონვექციული ზონა, ფოტოსფერო, ქრომოსფერო და კორონა. თითოეულ შრეს თავისი ფუნქცია და თვისება აქვს. ბირთვი ეს სწორედ ის ადგილია, სადაც თერმობირთვული (პროტონ პროტონული) რეაქცია მიმდინარეობს. მასხივებელ ზონაში არ მიმდინარეობს კონვექციური ენერგიის გადაცემა, რადგან ტემპერატურა მაღალია, აქ ენერგია გადაეცემა სინათლის სხივების საშუალებით. კონვექციული ზონა შუამავალია მასხივებელ ზონასა და ზედაპირს შორის. კონვექციული ზონა აღმავალი და დაღმავალი შრეების წყალობით უზრუნველყოფს ბირთვიდან წამოსული სითბოსა და წარმოქმნილი სინათლის შედარებით სწრაფად ამოსვლას ზედაპირზე. ხოლო ფოტოსფერო ეს უკვე მზის ხილულ ზედაპირს წარმოადგენს. სწორედ აქ წარმოიშობა გიგანტური პროტუბერანცები, მზის ქარები, გრანულები და ყველა ის დისპერსია, რაც მზეზე დაიმზირება. ქრომოსფერო და გვირგვინი (კორონა) მზის ატმოსფეროს წარმოადგენენ.
მიუხედავად შთამბეჭდავი მონაცემებისა, მზე ჩვეულებრივზე ჩვეულებრივი ვარსკვლავია. ერთ-ერთი G კლასის ვარსკვლავი მილიონობით სხვა ვარსკვლავებს შორის ჩვენს გალაქტიკაში. თუმც უმრავლესობა ვარსკვლავებისა ჩვენს მზეზე ან ბევრად დიდია ან შედარებით პატარა. ფერი/სპექტრის მიხედვით განასხვავებენ ვარსკვლავების შვიდ ძირითად კლასს (O,B,A,F,G,K,M ლურჯი –> წითლისკენ, ზედაპირის ტემპერატურა 25000 K –> 3,500 K). ასევე არსებობს დამოკიდებულება ვარსკვლავის ფერს, ტემპერატურასა და მასას შორის.
O კლასისი ვარსკვლავები 16 მზის მასიდან იწყება და ზოგი 100 -200 მზის მასამდე აღწევს. B კლასი 2,5 – 16 მზის მასა , A კლასი 1,2- 2,1 მზის მას და ასე შემდეგ. ამასთან, არსებობს ვარსკვლავის ზომასა და მისი სიცოცხლისუნარიანობას შორის დამოკიდებულება. რაც უფრო დიდია ვარსკვლავი, მით უფრო სწრაფად წურავს თავის ენერგეტიკულ პოტენციალს და სწრაფადვე ასრულებს არსებობას. მაგ:. O კლასის ვარსკვლავის საშუალო სიცოცხლის ხანგრძლივობა 10-20 მილიონი წელია, ხოლო G კლასის ვარსკვლავი (მზე) 10-12 მილიარდ წელს არსებობს, ხოლო M კლასის ვარსკვლავი, რომელიც დიდი აფეთქების შემდგომ მალევე ფორმირდა ჯერ კიდევ არ ჩამქრალა და კიდევ მრავალი მილიარდი წელი იარსებებს მზის სიკვდილის შემდეგაც კი.
ხსენებულიდან გამომდინარე, შეგვიძლია დავასკვნათ, რომ სხვადასხვა კლასის ვარსკვლავი სხვადასხვანაირად გაივლის ევოლუციას და აღსასრულიც განსხვავებული ექნება. ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამაც სწორედ ამაზე მიგვითითებს. ამ ევოლუციურ ბილიებზე შეგვიძლია ვნახოთ თუ რა დაემართებათ სხვადასხვა ზომის ვარსკვლავებს დროის სვლასთან ერთად. გიგანტური და ზეგიგანტური ვარსკვლავების ბედი შეიძლება ორნაირად დაგვირგვინდეს. ისინი გარდაუვლად აფეთქებით ამთავრებენ სიცოცხლეს და ტოვებენ ან შავ ხვრელს ან ნეიტრონულ ვარსკვლავს (ჩანდრა სეკარის ზღვარი). დამოკიდებულია ისევ ვარსკვლავის მასაზე. ხოლო მსუბუქი კლასის ვარსკვლავები სიცოცხლეს ჯერ პლანეტური მოლეკულური ღრუბლის, ხოლო შემდგომ თეთრი ჯუჯის სახით ამთავრებენ. თეთრი ჯუჯა ეს იგივე ვარსკვლავის ნარჩენი ბირთვია, რომელიც კიდევ მილიარდობით წელი ბჟუტავს ნარჩენი სითბოს ხარჯზე.
არსებობენ გამონაკლისებიც. ეგრედ წოდებული სტეროიდებზე შემჯდარი ვარსკვლავები. მაგ:. ცისფერი ჩამორჩენილები, ლურჯი ცვალებადი ვარსკვლავები, ვოლფ-რაიეს ტიპის ვარსკვლავები და ასე შემდეგ. ამ ტიპის ვარსკვლავები, როგორც წესი, განსაკუთრებული შემთხვევითობების შედეგად ფორმირდება. ცისფერი ჩამორჩენილები, სავარაუდოდ, ორი ვარსკვლავის შერწყმის შედეგია და მიუხედავად იმისა, რომ ზემასიურები არიან გამოირჩევიან სტაბილურბით და სიცოცხლეს სწრაფად არ ასრულებენ. ცისფერი ცვალებადი ვარსკვლავებიც ორი ან მეტი ვარსკვლავის შერწყმის შედეგია, თუმცა ცისფერი ჩამორჩენილებისგან განსხვავებით, მოვლენათა სცენარი აბსოლუტურად საპირისპიროდ ვითარდება და მათი სიცოცხლის უნარიონობა ძალიან მცირეა – 3-5 მილიონი წელი. ამასთან, ეს ვარსკვლავები გამოირჩევიან სპექტრი/სინათლის სწრაფი ცვლილებით და უძლიერესი ვარსკვლავური ქარებით. ვოლფ- რაიეს ტიპის ვარსკვლავების ფორმირებისთვის აუცილებელია მძიმე მეტალებით გაჯერებული მოლეკულური ღრუბლის არსებობა (ასტრონომიაში წყალბადზე და ჰელიუმზე მძიმე ელემენტებს მეტალებს უწოდებენ). ეს ვარსკვლავები გამოირჩევიან მაღალი წვის (ზედაპირის ტემპერატურა 25 000 K – 200 000 K) ტემპერატურით და უძლიერესი ვარსკვლავური ქარებით.
როგორც აღვნიშნეთ, ზემასიური ან ცვალებადი ვარსკვლავების ფორმირებისთვის განსაკუთრებული პირობებია საჭირო. თუმცა პრაქტიკა გვიჩვენებს, რომ ორმაგი, ან მრავალ ვარსკვლავური სისტემა საკმაოდ ხშირად გვხვდება გალაქტიკაში. როგორც წესი, ორმაგ სისტემებში ვარსკვლავები ბრუნავენ გრავიტაციული ცენტრის გარშემო. მათი ორბიტები დამოკიდებულია მათ მასებზე. თუ ერთი ვარსკვლავი მასიურია, ხოლო მეორე შედარებით ნაკლებად, მაშინ მძიმე ვარსკვლავის ორბიტა ახლოს იქნება წრიულ ფორმასთან, ხოლო მეორე ვარსკვლავის გაწელილი, ანუ ელიფსური (ორი სხეულის პრობლემა).
გარდა ორმაგისა არსებობს მრვალვარსკვლავური სისტემები (Binary, Trinary, Quaternary, Quintenary, Sextenary, Septenary). ამ შემთხვევაში გრავიტაციული ცენტრი შეგვიძლია ავითვალოთ ორი ვარსკცლავიდან, ხოლო შემდგომ დავუმატოთ მესამე, რომელსაც ამ ორმაგი სისტემის მიმართ თავისი გრავიტაციული ცენტრი ექნება, შემდეგ მეოთხე და ასე შემდეგ (Hierarchical systems and Trapezia clusters)
გემის ხერხემლის (თანავარსკვლავედი) ეტა (Eta Carinae)
ზოგადი მონაცემები
ეტა კარინა, იგივე ეტა არგუს, ბინარული სისტემაა, ანუ ორმაგი ვარსკვლავური სისტემა. ორი ვარსკვლავიდან ყველაზე დიდი, მზეზე დაახლოებით 150-250 ჯერ დიდია, ხოლო მომცრო ზომისა 30-80 ჯერ დიდი, ვიდრე მზეა. სისტემა დედამიწიდან 7 500 სინათლის წლითაა დაშორებული.
ბინარული სისტემა გამოირჩევა ძლიერი ამოფრქვევებითა და სიკაშკაშის შედარებით სწრაფი ცვლილებით. ცვალებადი ვარსკვლავი, ძირითადად, წარმოიქმნება მძიმე ელემენტებით გაჯერებულ გარემოში (წყალბადისა და ჰელიუმის გარდა ყველა ელემენტი მეტალებს მიეკუთვნება ასტრონომიაში). სწორედ აქედან გამომდინარეობს მათი წვის მაღალი ტემპერატურა 1000 K დან 15000-25000 K მდე (k კელვინი, ტემპერატურის ერთეული), ამასთან, ჩვენი განსახილველი ვარსკვლავი ზემასიურია, რაც იმას ნიშნავს, რომ HR დიაგრამაზე (HR სკალა წარმოადგენს ვარსკვლავების განვითარების ევოლუციურ დიაგრამას) ევოლუციურ ეტაპებს სწრაფად გაივლის და საბოლოოდ, ზეახალად აფეთქების შედეგან შავ ხვრელად გადაიქცევა. ამ ტიპის ვარსკვლავების სიცოცახლის უნარიანობა რამდენიმე მილიონ წელს არ აჭარბებს. ამასთან, ცვალებად ვარსკვლავებს ახასიათებთ ვარსკვლავური სიდიდის მატებისა და ვარდნის ციკლები. ეტა კარინას ციკლი დაახლოებით 5,54 წელიწადია. ამ პერიოდის განმავლობაში ვარსკვლავის სიკაშკაშე იცვლება 4,3 მაგნიტუდიდან 7,5 მდე, მაგრამ დიაპაზონი მუდმივი არ არის და შესაძლოა შედარებით შემცირდეს ან გაიზარდოს. ასევე ციკლური პერიოდიც აბსოლუტურად არ მეორდება.
ფიქრობენ, რომ ეტა კარინა თვდაპირველად სამმაგი ვარსკვლავური სისტემა იყო. ორი O კლასის ვარსკვი და ერთი G კლასის ვარსკვლავისგან შემდგარი. ორი ზეგიგანტიდან ერთ ერთი ოდნავ მასიური იყო ვიდრე მეორე. მან უფრო სრაფად განვლო ევლოუციური ეტაპები და გაფართოვდა. ეს გაფართოვება იმდენად დიდი იყო, რომ მეორე გიგანტი ვარსკვლავის ჩათრევის რადიუსს მიუახლოვდა და მეორე ვარსკვლავმა პირველის მატერიის ჩაყლაპვა დაიწყო. ამ ტიპის ვარსკვლავების სიცოცხლისუნარიანობა რამდენიმე მილიონ წელს არ აჭარბებს. ამასთან, ცვალებად ვარსკვლავებს ახასიათებთ ვარსკვლავური სიდიდის მატებისა და კლების ციკლები. ეტა კარინას ციკლი დაახლოებით 5,54 წელია. ამ პერიოდის განმავლობაში ვარსკვლავის სიკაშკაშე იცვლება 4,3 მაგნიტუდიდან 7,5-მდე, მაგრამ დიაპაზონი მუდმივი არ არის და შესაძლოა, შედარებით შემცირდეს ან გაიზარდოს. ასევე, ციკლური პერიოდიც აბსოლუტურად არ მეორდება (იხილეთ ვიდეო).
ბრწყინვალე ამოფრქვევა
ვარსკვლავი მდებარეობს სამხრეთ ნახევარსფეროს ცაზე, ეკვატორიდან −59 გრადუსის დაშორებით. ამის გამო მისი დაკვირვება ევროპისა და ჩრდილოეთ ამერიკის უმეტესი ნაწილიდან შეუძლებელია.
პირველი მოხსენიება ამ ვარსკვლავის არსებობის შესახებ გვხვდება პიტერ კეიზერის ჩანაწერებში, რომლებიც 1595–1596 წლებით თარიღდება.
1827 წელს ჯონ ჰერშელმა, რომელიც იმ დროს სამხრეთ აფრიკაში იმყოფებოდა, ეტა კარინას დეტალური გაზომვები ჩაატარა და მას 1,4 მაგნიტუდა მიანიჭა. უკვე 1837 წლის 16 დეკემბრის გაზომვების შედეგად ვარსკვლავი რიგელზე უფრო კაშკაშა ჩანდა. მან ეს სიკაშკაშე 1838 წლის 2 იანვრამდე შეინარჩუნა და ალფა ცენტავრზე უფრო კაშკაშაც კი ჩანდა, სანამ მომდევნო სამი თვის განმავლობაში თანდათან არ მიილია.
სწორედ 1827–1838 წლების პერიოდს ეწოდება „დიდი ამოფრქვევა“ (Great Eruption). მას შემდეგ ეტა კარინაზე მსგავსი ხანგრძლივობის ამოფრქვევა აღარ მომხდარა.
ხილვადი სპექტრი
წყალბადის ხაზები მკვეთრადაა გამოხტული, რაც მიუთითებს იმაზე რომ, მიუხედავად ძლიერი ამოფრქვევებისა ვარსკვლავმა შეძლო შეენარჩუნებინს წყალბადის საკმარისი რაოდენობა.
- He ჰელეიმუის ხაზები შედარებით სუსტია
- N აზოტის ხაზები ძალიან მცირედით ვლინდება
- C ნახშირის ხაზები საერთოდ არ იქნა აღმოჩენილი
- O ჟანგბადის ხაზები ასევე მცირეა, რაც მიუთითებს იმაზე რომ წყალბადის სინთეზი მიმდინარეობს CNO ციკლით
- Fe – საკმაოდ მკვეთრადაა გამოხატული
ულტრაიისფერი სპექტრი
ულტრაიისფერი სპექტრში Eta Crinae მდიდარია ემისიური ხაზებით იონიზებული მეტალებისა (FeII რკინა, CrII ქრომი). ასევე მკვეთრად გამოხატულია ლაიმანის მიმდევრობა (ლაიმანის მიმდევრობა: ხაზები ვლინდება, როდესაც წყალბადის ელექტრონი დაბალი ენერგეტიკული დონიდან გადადის მაღალზე).
ულტრაისფერი გამოსხივება ძირითადად კონცენტრირებულია ობიექტის გვეირგვინებზე. როგორც ჩანს, ვარსკვლავის მიერ ხდება თავისივე გვირგვინის იონიზაცია და რკინის მოლეკულებს ამყოფებს მაღალ ენერგეტიკულ დონეზე. სწორედ ეს მექანიზმი იწვევს იძულებით ულტრაიისფერ გამოსხივებას Eta Crinae- დან.
ინფრაწითელი სპექტრი
ინფრაწითელ სპექტრში ობიექტზე დაკვირვება ძალზე მნიშვნელოვანი აღმოჩნდა, რადგან თვითონ ვარსკვლავის ზედაპირს მკვრივი ღრუბელი შემოფარგლავს, რაც შუძლებელს ხდის ვარსკვლავის პირდაპირ დამზერას.
მეორეს მხრივ, ინფრაწითელი სპექტრი იძლევა სშუალებას Eta Carinae-ს მიერ გამორტყოცნილი ღრუბლების მიახლოებითი მასა განისაზღვროს. ახლანდელი შეფასებით, ღრუბლების მასა დაახლოებით 20 მზის მასად არის ჩათვლილი.
მაღალენერგიული გამოსხივება
არაერთი რადიო და გამა გამოსხივების წყარო იქნა აღმოჩენილი Eta Carinae-სთან.
გამოსხივების წყაროები მიმოფანტულია ვარსკვლავიდან 3 სინათლის თვიდან 2,2 სინათლის წლამდე.
მაგრამ მაღალენერგიული გამოსხივების მთავარი წყარო მაინც ვარსკვლავის მიერ გამორტყოცნილი მატერიის დარტყმითი ტალღიდან მოდის.
ჰომუნკულუსი
ე.წ ჰომუნიკულუსი არის ვარსკვლავის მიერ პოლუსებიდან ამოტყოტრცნილი მატერიის გიგანტური ღრუბელი.
Eta Carinae-ს შემთხვევაში ჩვენ გვაქვს ერთი დიდი ჰომუნკულუსი, რომელსაც 1827 წლის გიგანტურ ამოფრქვევას უკავშირებენ. ასევე, ვარსკვლავს დიდი ღრუბლის ქვეშ აქვს შედარებით მომცრო ღრუბლისებრი ნაკადი, რომელიც, სავარაუდოდ, 1890 წლის მცირე ამოფრქვევას უკავშირდება. ამოფრქვეული ღრუბელი სივრცეში ვარსკვლავის პოლუსებიდან 45 გრადუსიანი კუთხით ფართოვდება.
ორბიტა
Eta Carinae არის ბინარული ანუ ორმაგი ვარსკვლავური სისტემა.
ვარსკვლავების მასების სხვაობის გამო მათი ერთმანეთის გარშემო ბრუნვის ტრაექტორია განსხვავებულია. Eta Carinae B -ს ბევრად გაწელილი ორბიტა აქვს, ვიდრე Eta Carinae A-ს.
Eta Carinae B-ს ბრუნვის ციკლი შეადგენს 5,45 წელიწადს.
დიდ ამოფრქვევამდე, სავარაუდოდ, Eta Carinae B-ს ბრუნვის ციკლი შედარებით მცირე იყო და შეადგენდა 4,8 წელიწადს (ცვლილება გამოწვეულია Eta Carinae A-ს მიერ მასის საკმაოდ მასშტაბური რაოდენობის დაკარგვით).
Eta Carinae B-ის ორბიტა Eta Carinae A-ს გარშემო გაწელილია და ამის გამო მომცრო ვარსკვლავი ორბიტის ყველაზე შორეულ წერტილი დაახლოებით 30 აე (1 ასტრონომიული ერთული უტოლდება დედამიწა-მზეს შორის საშუალო მანძლს – 150 მლნ.კმ.)-ზე მდებარეობს, ხოლო ყველაზე ახლო წერტილი 1,6 აე-ზე.
კლასიფიკაცია/მასა/მასის დაკარგვა
Eta Carinae A კლასიფიცირდება როგორც ცისფერი ცვალებადი გიგანტი დაახლოებით 150 – 250 მზის მასით.
Eta Carinae B არის O კლასის ვარსკვლავი დაახლოებით (შესაძლოა მიეკუთვნებოდეს ვოლფ-რეის ტიპის ვარსკვლავს) 30-60 მზის მასით.
Eta Carinae A გამოირჩევა მასის სწრაფი კარგვით დაახლოებით 0,0001 მზის მასის დანაკარგი წელიწდში. ხოლო დიდი ამოფრქვევის დროს მან დაახლოებით 10-20 მზის მასა დაკარგა 10 წლის განმავლობაში, ხოლო 1890 წლის მცირე ამოფრქვევისას სულ რაღაც 0,1 მზის მასა.
Eta Carinae B-ც საკმაოდ სწრაფად კარგავს მასას. წელიწადში დაახლოებით 0,000001 მზის მასა იფანტება ვარსკვის ქარების გამო.
ბრწყინვალება
იმის გამო, რომ ვარსკვლავი გარშემორტყმულია მოლეკულური ღრუბლის სქელი ფენით, ორმაგი სისტემის თითოეული ვარსკვლავის სიკაშკაშის ცალ-ცალკე დადგენა შეუძლებელია.
ორივე ვარსკვლავის ჯამური სიკაშკაშე მზის სიკაშკაშეს 5 მილიონჯერ აღემატება.
1827-1843 წლების დიდი ამოფრქვევისას მზის სიკაშკაშეს 50 მილიონჯერ აღემატებოდა.
ტემპერატურა
Eta Carinae B დაახლოებით 37 000 K – 41 000 K.
Eta Carinae A დაახლოებით 15 00 K- 25 000 K.
Eta Carinae A, ამასთან, გამოირჩევა ვარსკვლავური ქარების მაღალი კონცენტრირებით, პრაქტიკულად მისი ქარები ოპტიკურად გაუმჭვირვალეა.
Eta Carinae A-ს ჰომუნკულუსი 150 K – 400 K.
პოტენციური ზეახალი (სუპერნოვა)
ამ ორმაგი სისტემის აფეთქება გარდაუვალია, ის უბრალოდ თავის ჟამს ელოდება. იმის გამო, რომ Eta Carinae 7 500 სინათლის წლითაა ჩვენგან დაშორებული, მცირეა შანსი იმისა ამ ზეახალმა რაიმე გავლენა მოახდინოს ჩვენზე. ვარაუდობენ, რომ მისი აფეთქება 10 000 – 100 000 წლის მანძილზე მოხდება. ალბათ ვერაფერს დაგვაკლებს, მაგრამ გარკვეული პერიოდის განმავლობაში სამხრეთ ნახევარსფეროში ყველაზე კაშკაშა ობიექტი იქნება მთვარის შემდეგ.
P.S. თუ ვინმე ოდესმე ჯოჯოხეთის ძიებას მოინდომებს, ალბათ აჯობებს მიწის მაგივრად ცაში აიხედოს, რადგან ზოგიერთ ვარსკვლავურ სისტემაში მართლაც ჯოჯოხეთის დარი პირობებია.