ჯოჯოხეთი თუ გინდა მაშინ Eta Carinae

 სანამ თვითონ ამ “საშინელ” ბინარულ  (ორმაგ) სისტემაზე ვისაუბრებდე, მინდა მცირედით მიმოვიხილო გიგანტური და ზეგიგანტური ვარსკვლავები. როგორც იცით, სამყარო ძალიან დიდია, აი ძალიან. ხო 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.

 როგორც იცით, 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 არაა აბსოლუტუი და ვარსკვლავიდან ვარსკვლავამდე განსხვავებული, ანუ უნიკალურია. მაგრამ აჯობების ნაცნობი მეგობარით 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 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 (იხ.ფოტო). 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 კლასისი 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.

 გამომდინარე ხსენებულიდან შეგვიძლია დავასკვნათ, რომ სხვადასხვა კლასის ვარსკვლავი სხვადასხვანაირად გაივლის ევოლუციას და აღსასრულიც განსხვავებული ექნებათ. ჰერთშრუდ – რასელის დიაგრამაც სწორედ ამაზე მიგვითითებს. ამ ევოლუციურ ტრეკებზე 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 უფრო მსუბუქი კლასის ვარსკვლავები სიცოცხლეს ჯერ პლანეტათაშორისი მოლეკულური ღრუბლის, ხოლო შემდგომ თეთრი ჯუჯის სახით ამთავრებენ. თეთრი ჯუჯა ეს იგივე ვარსკვლავის ნარჩენი ბირთვია, რომელიც კიდევ მილიარდობით წელი ბჟუტავდეს იქნება, სანამ საბოლოოდა ამოწურავს რესურსებს და შავ ჯუჯად გადაიქცევა.

 მაგრამ არსებობენ, გამონაკლისები. ეგრედწოდებული სტეროიდებზე შემჯდარი ვარსკვლავები. მაგ: ლურჯი ჩამორჩენილები, ლურჯი ცვალებადი ვარსკვლავები, ვოლფ-რეიტის ტიპის ვარსკვლავები და ასე შემდგომ. ამ ტიპის ვარსკვლავები როგორც წესი განსაკუთრებული შემთხვევითობების შედეგად ფორმირდება. ლურჯი ჩამორჩენილები, სავარაუდოდ ორი ვარსკვლავის შერწყმის შედეგია და მიუხედავად იმისა რომ ზემასიურები არიან გამოირჩევიან სტაბილურბით და სიცოცხლეს სწრაფად არ ასრულებენ. ლურჯი ცვალებადი ვარსკვლავებიც ორი ან მეტი ვარსკვლავის შერწყმის შედეგია, თუმცა ლურჯი ჩამორჩენილებისგან განსხვავებით მოვლენათა სცენარი აფსოლუტურად საპირისპიროდ განვითარდა და მათი სიცოცხლის უნარიონობა ძალიან მცირეა, 3-5 მილიონი წელი. ამასთან ეს ვარსკვლავები გამოირჩევიან სპექტრი/სინათლის სწრაფი ცვლილებით და უძლიერესი ვარსკვლავური ქარებით. ვოლფ- რეიტის ტიპის ვარსკვლავების ფორმირებისთვის აუცილებელია მძიმე მეტალებით გაჯერებული მოლეკულური ღრუბლის არსებობა (ასტრონომიაში წყალბადზე და ჰელიუმზე უფრო მძიმე ნივთიერებები მძიმე მეტალებს მიეკუთვნება). ეს ვარსკვლავები გამოირჩევიან მაღალი წვის (ზედაპირის ტემპერატურა 25 000 K – 200 000 K) ტემპერატურით და უძლიერესი ვარსკვლავური ქარებით.

 როგორც ვნახეთ ზემასიური ან ცვალებადი ვარსკვლავების ფორმირებისთვის განსაკუთრებული პირობებია საჭირო. თუმცა პრაქტიკამ ანახა რომ ბინარული (ორმაგი), ან მრავალ ვარსკვლავური სისტემა საკმაოდ ხშირად გვხვდება გალაქტიკაში. როგორც წესი ბინარულ სისტემებში ვარსკვლავები ბრუნავენ გრავიტაციული ფოკუსის გარშემო. მათი ორბიტები დამოკიდებულია მათ მასებზე. თუ ერთი ვარსკვლავი მასიურია ხოლო მეორე შედარებით ნაკლებად მაშინ მძიმე ვარსკვლავის ორბითა ახლოს იქნება წრიულ ფორმასთან, ხოლო მეორე ვარსკვლავის გაწელილი, ანუ ელიპტური (ორი სხეულის პრობლემა).

 გარდა ბინარულისა არსებობს მრვალვარსკვლავური სისტემები (Binary, Trinary, Quaternary, Quintenary, Sextenary, Septenary). ამ შემთხვევაში გრავიტაციული ფოკუსი შეგვიძლია ავითვალოთ ორი ვარსკცლავიდან, ხოლო შემდგომ დავუმატოთ მესამე, რომელსაც ამ ორმაგი სისტემის მიმართ თავისი გრავიტაციული ფოკუსი ექნება, შემდეგ მეოთხე და ასე შემდეგ (Hierarchical systems and Trapezia clusters)

გემის ხერხემლის (თანავარსკვლავედი) ეტა (Eta Carinae)

ზოგადი მონაცემები

 ეტა კარინა იგივე ეტა არგუს არის ბინარული სისტემა, ანუ ორმაგი ვარსკვლავური სისტემა. ორი ვარსკვლავიდან ყველაზე დიდი  მზეზე დაახლოვებით 150-250 ჯერ დიდია, ხოლო მომცრო ზომის 30-80 ჯერ უფრო დიდი ვიდრე მზე. სისტემა დედამიწიდან 7,500 სინათლს წლითაა დაშორებული.

 ბინარული სისტემა გამოირჩევა ძლიერი ამოფრქვევებით სიკაშკაშის შედარებით სწრაფი ცვლილებით. ცვალებადი ვარსკვლავი ძირითადად წარმოიქმნება მძიმე ნივთიერებებით გაჯერებულ გარემოში. (H წყალბადი H3 ჰელიუმის გარდა ყველა ნივთიერება მძიმე ნივთიერებათა კატეგორიას ანუ მეტალებს მიეკუთვნება ასტრონომიაში) სწორედ აქედან გამომდინარეობს მათი წვის მაღალი ტემპერატურა 1000K დან 15000-25000K 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 ზეახალი აფეთქების შედეგან შავ ხვრელად გადაიქცევა. ამ ტიპის ვარსკვლავების სიცოცახლის უნარიანობა რამოდენიმე მილიონ წელს არ აჭარბებს. ამასთან ცვალებად ვარსკვლავებს ახასიათებთ ვარსკვლავიერი სიდიდის მატებისა და ვარდნის ციკლები. ეტა კარინას ციკლი დაახლოვებით 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 პროცესის შედეგად დარჩა  ერთი გიგანტი ლურჟი ცვალებადი ვარსკვლავი და მეორე უფრო მომცრო ვოლფ-რეის ტიპის ვარსკვლავი. იმის გამო რომ გრავიტაციული წონასწორობა დაირღვა მესამე ყველაზე პატარა ვარსკვლავი ლურჯ ცვალებად გიგანსტს იმ სიახოვეზე ჩაუარა, რომ გიგანტმა ის დაშალა და ვარსკვლავური დისკი შექმნა მის გარშემო. შემდეგ ეს დისკი კოლაფსირდა ლურჯ გიგანტზე და გიგანტური ამოფრქვევა გამოიწვია (იხილეთ ვიდეო)

ბრწყინვალე ამოფრქვევა

 ვარსკვლავი მდებარეობს სამხრეთ ნახევარსფეროს ცაზე. ეკვატორიდან -59 გრადუსის გასწვრივ. ამის გამო მისი დაკვირვება ევროპისა და ჩრდილოეთ ამერიკის უმეტესი ნაწილიდან შეუძლებელია

 პირველი მოხსენიეება ამ ვარსკვლავის არსებობის შესახებ გვხვდება  პიტერ კეიზერის ჩანაწერებში 1595-1596 წლები

 1827 ჯონ ჰერშელმა, რომელიც იმ მომენტში იმყოფებოდა სამხრეთ აფრიკაში მოახდინა ეტა კარინას დეტალური გაზომვა და 1,4 მაგნიტუდა მიანიჭა. უკვე 1837 წლის 16 დეკემბრის გაზომვების შედეგად ვარსკვლავი უფრო კაშკაშა ჩანდა ვიდრე რიგელი. მან სიკაშკაშე 1838 წლის 2 იანვრამდე შეინარჩუნა და ალფა ცენტავრზე უფრო კაშკაშაც მოსჩანდა, სანამ შემდგომი სამი თვის განმავლობაში მიილეოდა. სწორედ ამ 1827-1838 წლები პერიოდს ქვია ბრწყინვალე, საოცარი ამოფრქვევა. მას შემდეგ მზგავსი ხანგრძლივობის ამოფრქვევა ეტა კარინაზე არ მომხდარა.

ხილვადი სპექტრი

 წყალბადის ხაზები მკვეთრადაა გამოხტული, რაც მიუთითებს იმაზე რომ, მიუხედავად ძლიერი ამოფრქვევებისა ვარსკვლავმა შეძლო შეენარჩუნებინს წყალბადის საკმარისი რაოდენობა.

  1. He ჰელეიმუის ხაზები შედარებით სუსტია
  2. N აზოტის ხაზები ძალიან მცირედით ვლინდება
  3. C ნახშირის ხაზები საერთოდ არ იქნა აღმოჩენილი
  4. O ჟანგბადის ხაზები ასევე მცირეა, რაც მიუთითებს იმაზე რომ წყალბადის სინთეზი მიმდინარეობს CNO ციკლით
  5. Fe – საკმაოდ მკვეთრადაა გამოხატული

ულტრაიისფერი სპექტრი

 ულტრa იისფერი სპექტრი Eta Crinae მდიდარია ემისიური ხაზებით იოზინირებული მეტალებისა.(FeII რკინა, CrII ქრომი). ასევე მკვეთრად გამოხატულია ლაიმანის მიმდევრობა. (ლაიმანის მიმდევრობა: ხაზები ვლინდება როდესაც წყალბადის ელექტრონი დაბალი ენერგეტიკული დონიდან გადადის მაღალში)

 ულტრა იისფერი გამოსხივება ძირითადად კონცენტრირებულია ობიექტის გვეირგვინებზე. როგორც ჩანს ვარსკვლავის მიერ ხდება თავისივე გვირგვინების იონიზაცია და რკინის მოლეკულებს ამყოფებს მაღალ ენერგეტიკულ დონეზე. სწორედ ეს მექანიზმი იწვევს იძულებით ულტრა იისფერ გამოსხივებას Eta Crinae- დან

ინფრაწითელი სპექტრი

 ინფრაწითელ სპექტრში ობიეტზე დაკვირვება ძალზე მნიშვნელოვანი აღმოჩნდა, რადგან თვითონ ვარსკვლავის ზედაპირს მკვრივი ღრუბელი არტყავს, რაც შუძლებელს ხდის ვარსკვლავის პირდაპირ დამზირებას

 მეორეს მხრივ ინფრაწითელი სპექტრი იძლევა სშუალებას Eta Carinae  მიერ გამორტყოცნილი ღრუბლების მიახლოვებითი მასა განისაზღვროს. დღეის დათვლით ღრუბლების მასა დაახლოვებით 20 მზის მასად არის ჩათვლილი

მაღალ ენერგეტიკული გამოსხივება

 არაერთი რადიო და გამა გამოსხივების წყარო იქნა აღმოჩენილი Eta Carinae – ზე

 გამოსხივების წყაროები მიმოფანტულია ვარსკვლავიდან 3 სინათლის თვიდან 2,2 სინათლის წლამდე.

 მაგრამ მაღალ ენერგეტიკული 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 – შემთხვევაში ჩვენ გვაქვს ერთი დიდი ჰომუნიკულუსი, რომელსაც აკავშირებენ 1827 წლის გიგანტურ ამოფრქვევასთან და ასევე  ვარსკვლავს დიდი ღრუბლის ქვეშ აქვს შედარებით მომცრო ღრუბლის ნაკადი რომელიც სავარაუდოდ 1890 წელს მცირე ამოფრქვევას უკავშირდება.

 ამოფრქვეული ღრუბელი სივრცეში ვრცელდება პოლუსებიდან 45 გრადუსის გაფართოვებით

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 მიე მასის საკმაოდ მასშტაბური რაოდენობის დაკარგვით).

 Eta Carinae B- ის ორბიტა Eta Carinae A -ს გარშემო  გაწელილია და ამის გამო მომცრო ვარსკვლავი ორბიტი ყველაზე შორეულ წერტილში დაახლოვებით 30 AU არის ხოლო ყველაზე  ახლო წერტილში 1,6 AU

კლასიფიკაცია/მასა/მასის დაკარგვა

 Eta Carinae A კლასიფიცირდება როგორც ლურჯი გიგანტი ცვალებადი ვარსკვლავი დაახლოვებით 150 – 250 მზის მასის

 Eta Carinae B არის სავარაუდოდ O კლასის ვარსკვლავი დაახლოვებით (შესაძლოა მიეკუთვნებოდეს ვოლფ-რეის ტიპის ვარსკვლავს) 30-60 მზის მასის

 Eta Carinae A გამოირჩევა მასის სწრაფი კარგვით  დაახლოვებით 0,0001 მზის მასის დანაკარგი წელიწდში. ხოლო დიდი ამოფრქვევის დროს მან დაახლოვებით 10-20 მზის მასა დაკარგა 10 წლის განმავლობაში. ხოლო 1890 წლის მცირე ამოფრქვევისას კი სულ რაღაც 0,1 მზის მასა დაკარგა

 Eta Carinae B -ც საკმაოდ სწრაფად კარგავს მასას. წელიწადში დაახლოვებით 0,000001 მზის მასა იფანტება ვარსკვის ქარების გამო

ბრწყინვალება

 იმის გამო რომ ვარსკვლავი გარშემორტყმულია მოლეკულური ღრუბლის სქელი ფენით შეუძლებელია ორმაგი სისტემის თითოეული ვარსკვლავის სიკაშკაშის ცალ ცალკე დადგენა

 ორივე ვარსკვლავის ჯამური სიკაშკაშე მზის სიკაშკაშეს 5 მილიონჯერ აღემატება

 დიდი ამოფრქვევა 1827-1843 წლებისა მზის სიკაშკაშეს 50 მილიონჯერ არემატებოდა

ტემპერატურა

Eta Carinae B დაახლოვებით 37 000K – 41 000K

Eta Carinae A დაახლოვებით 15 00K- 25000K

Eta Carinae Aამასთან გამოირჩევა ვარსკვლავური ქარების მაღალი კონცებტრირებით, პრაქტიკულად მისი ქარები ოპტიკურად გაუმჭვირვალეა

Eta Carinae A – ს ჰომუნკულუსი 150K-400K

პოტენციური ზეახალი (სუპერნოვა)

 ამ ორმაგი სისტემის აფეთქება გარდაუვალია, ის უბრალოდ თავის ჟამს ელოდება. იმის გამო რომ Eta Carinae 7500 სინათლის წლითაა ჩვენგან დაშორებული ნაკლები შანსია რომ დედამიწაზე ამ სუპერნოვამ რაიმე გავლენა მოახდინოს. ვარაუდობენ რომ მისი აფეთქება 10 000 – 100 000 წლის მანძილზე მოხდება. ალბათ ვერაფერს დაგვაკლებს მაგრამ  გარკვეული პერიოდის განმავლობაში სამხრეთ ნახევარსფეროზე ყველაზე კაშკაშა ობიექტი იქნება მთვარის შემდგომ.

 P.S თუ ვინმე ოდესმე ჯოჯოხეთის ძიებას მოინდომებს, ალბათ აჯობებს მიწის მაგივრად ცაში აიხედოს, რადგან ზოგიერთ ვარსკვლავურ სისტემაში მართლაც ჯოჯოხეთის დარი პირობებია.

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.