როგორ ვითარდებიან ვარსკვლავები? ვარსკვლავური ევოლუცია - როგორ მუშაობს ის რა არის ვარსკვლავური ევოლუცია

ბუნებაში არსებული ნებისმიერი სხეულის მსგავსად, ვარსკვლავებიც არ შეიძლება დარჩეს უცვლელი. ისინი იბადებიან, ვითარდებიან და ბოლოს „კვდებიან“. ვარსკვლავების ევოლუციას მილიარდობით წელი სჭირდება, მაგრამ არსებობს კამათი მათი ფორმირების დროზე. ადრე ასტრონომებს სჯეროდათ, რომ ვარსკვლავური მტვრისგან მათი "დაბადების" პროცესს მილიონობით წელი დასჭირდა, მაგრამ არც ისე დიდი ხნის წინ ცის რეგიონის ფოტოები მიიღეს დიდი ორიონის ნისლეულიდან. რამდენიმე წლის განმავლობაში, მცირე

1947 წლის ფოტოებმა აჩვენეს ამ ადგილას ვარსკვლავის მსგავსი ობიექტების მცირე ჯგუფი. 1954 წლისთვის ზოგიერთი მათგანი უკვე წაგრძელებული გახდა და ხუთი წლის შემდეგ ეს ობიექტები ცალკეულებად დაიშალა. ამრიგად, პირველად, ვარსკვლავების დაბადების პროცესი ფაქტიურად ასტრონომების თვალწინ მოხდა.

მოდით დეტალურად განვიხილოთ ვარსკვლავების სტრუქტურა და ევოლუცია, სადაც იწყება და მთავრდება მათი გაუთავებელი, ადამიანური სტანდარტებით, სიცოცხლე.

ტრადიციულად, მეცნიერები ვარაუდობენ, რომ ვარსკვლავები გაზისა და მტვრის ღრუბლების კონდენსაციის შედეგად წარმოიქმნება. გრავიტაციული ძალების გავლენით წარმოქმნილი ღრუბლებიდან წარმოიქმნება გაუმჭვირვალე ღრუბელი. გაზის ბურთიმკვრივი სტრუქტურით. მის შინაგან წნევას არ შეუძლია დააბალანსოს გრავიტაციული ძალები, რომლებიც აკუმშებენ მას. თანდათანობით, ბურთი იმდენად იკუმშება, რომ ვარსკვლავური ინტერიერის ტემპერატურა იმატებს და ბურთის შიგნით ცხელი აირის წნევა აბალანსებს გარე ძალებს. ამის შემდეგ შეკუმშვა ჩერდება. ამ პროცესის ხანგრძლივობა დამოკიდებულია ვარსკვლავის მასაზე და ჩვეულებრივ მერყეობს ორიდან რამდენიმე ასეულ მილიონ წლამდე.

ვარსკვლავების სტრუქტურა გულისხმობს ძალიან მაღალ ტემპერატურას მათ ბირთვებში, რაც ხელს უწყობს უწყვეტ თერმობირთვულ პროცესებს (მათ წარმოქმნილი წყალბადი იქცევა ჰელიუმად). სწორედ ეს პროცესები იწვევს ვარსკვლავების ძლიერ გამოსხივებას. დრო, რომლის განმავლობაშიც ისინი მოიხმარენ წყალბადის ხელმისაწვდომ მარაგს, განისაზღვრება მათი მასით. რადიაციის ხანგრძლივობაც ამაზეა დამოკიდებული.

როდესაც წყალბადის მარაგი ამოიწურება, ვარსკვლავების ევოლუცია უახლოვდება ფორმირების სტადიას, რაც შემდეგნაირად ხდება. ენერგიის გამოყოფის შეწყვეტის შემდეგ, გრავიტაციული ძალები იწყებენ ბირთვის შეკუმშვას. ამავდროულად, ვარსკვლავი მნიშვნელოვნად იზრდება ზომით. სიკაშკაშე ასევე იზრდება პროცესის გაგრძელებისას, მაგრამ მხოლოდ თხელ ფენად ბირთვის საზღვარზე.

ამ პროცესს თან ახლავს შეკუმშული ჰელიუმის ბირთვის ტემპერატურის მატება და ჰელიუმის ბირთვების ნახშირბადის ბირთვებად გადაქცევა.

ვარაუდობენ, რომ ჩვენი მზე შეიძლება გახდეს წითელი გიგანტი რვა მილიარდ წელიწადში. მისი რადიუსი გაიზრდება რამდენიმე ათჯერ, ხოლო სიკაშკაშე ასჯერ გაიზრდება მიმდინარე დონეებთან შედარებით.

ვარსკვლავის სიცოცხლის ხანგრძლივობა, როგორც უკვე აღვნიშნეთ, დამოკიდებულია მის მასაზე. მზეზე ნაკლები მასის მქონე ობიექტები ძალიან ეკონომიურად „გამოიყენებენ“ თავიანთ რეზერვებს, ასე რომ მათ შეუძლიათ ათობით მილიარდი წლის განმავლობაში ბრწყინავდნენ.

ვარსკვლავების ევოლუცია ფორმირებით მთავრდება.ეს ემართებათ მათ, ვისი მასა მზის მასასთან ახლოსაა, ე.ი. არ აღემატება მის 1.2-ს.

გიგანტური ვარსკვლავები, როგორც წესი, სწრაფად ამცირებენ ბირთვული საწვავის მარაგს. ამას თან ახლავს მასის მნიშვნელოვანი დაკარგვა, განსაკუთრებით გარე ჭურვების დაცვენის გამო. შედეგად, რჩება მხოლოდ თანდათანობით გაცივებული ცენტრალური ნაწილი, რომელშიც ბირთვული რეაქციები მთლიანად შეჩერებულია. დროთა განმავლობაში ასეთი ვარსკვლავები წყვეტენ გამოსხივებას და უხილავი ხდებიან.

მაგრამ ზოგჯერ ვარსკვლავების ნორმალური ევოლუცია და სტრუქტურა ირღვევა. ყველაზე ხშირად ეს ეხება მასიურ ობიექტებს, რომლებმაც ამოწურეს ყველა სახის თერმობირთვული საწვავი. შემდეგ ისინი შეიძლება გარდაიქმნას ნეიტრონად, ან რაც უფრო მეტს სწავლობენ მეცნიერები ამ ობიექტების შესახებ, მით უფრო მეტი ახალი კითხვები ჩნდება.

ვარსკვლავები, ისევე როგორც ადამიანები, შეიძლება იყვნენ ახალშობილი, ახალგაზრდა, მოხუცი. ყოველ წამს ზოგიერთი ვარსკვლავი კვდება და სხვები ყალიბდებიან. ჩვეულებრივ, მათგან ყველაზე ახალგაზრდა მზის მსგავსია. ისინი წარმოქმნის ეტაპზე არიან და რეალურად პროტოვარსკვლავები არიან. ასტრონომები მათ პროტოტიპის მიხედვით უწოდებენ T-Taurus ვარსკვლავებს. მათი თვისებების მიხედვით - მაგალითად, სიკაშკაშე - პროტოვარსკვლავები ცვალებადია, რადგან მათი არსებობა ჯერ კიდევ არ შესულა სტაბილურ ფაზაში. ბევრ მათგანს აქვს დიდი რაოდენობით მატერია გარშემო. ძლიერი ქარის დინება T- ტიპის ვარსკვლავებიდან მოდის.

პროტოვარსკვლავები: მათი ცხოვრების ციკლის დასაწყისი

თუ მატერია დაეცემა პროტოვარსკვლავის ზედაპირზე, ის სწრაფად იწვის და გადაიქცევა სიცხეში. შედეგად, პროტოვარსკვლავების ტემპერატურა მუდმივად იზრდება. როდესაც ის იმდენად მაღლა იწევს, რომ ვარსკვლავის ცენტრში ბირთვული რეაქციები იწყება, პროტოვარსკვლავი ჩვეულებრივის სტატუსს იძენს. ბირთვული რეაქციების დაწყებისთანავე, ვარსკვლავს აქვს ენერგიის მუდმივი წყარო, რომელიც მხარს უჭერს მის სიცოცხლეს დიდი ხნის განმავლობაში. რამდენი იქნება ვარსკვლავის სიცოცხლის ციკლი სამყაროში, დამოკიდებულია მის თავდაპირველ ზომაზე. თუმცა, ითვლება, რომ მზის დიამეტრის ვარსკვლავებს აქვთ საკმარისი ენერგია, რომ კომფორტულად იარსებონ დაახლოებით 10 მილიარდი წლის განმავლობაში. ამის მიუხედავად, ასევე ხდება, რომ კიდევ უფრო მასიური ვარსკვლავები მხოლოდ რამდენიმე მილიონი წლის განმავლობაში ცხოვრობენ. ეს გამოწვეულია იმით, რომ ისინი საწვავს ბევრად უფრო სწრაფად წვავენ.

ნორმალური ზომის ვარსკვლავები

თითოეული ვარსკვლავი ცხელი აირის გროვაა. მათ სიღრმეში მუდმივად ხდება ბირთვული ენერგიის წარმოქმნის პროცესი. თუმცა, ყველა ვარსკვლავი მზეს არ ჰგავს. ერთ-ერთი მთავარი განსხვავება ფერია. ვარსკვლავები არა მხოლოდ ყვითელია, არამედ მოლურჯო და მოწითალო.

სიკაშკაშე და სიკაშკაშე

ისინი ასევე განსხვავდებიან ისეთი მახასიათებლებით, როგორიცაა ბზინვარება და სიკაშკაშე. რამდენად კაშკაშა იქნება დედამიწის ზედაპირიდან დაკვირვებული ვარსკვლავი, დამოკიდებულია არა მხოლოდ მის სიკაშკაშეზე, არამედ ჩვენი პლანეტიდან მის დაშორებაზე. დედამიწიდან მათი დაშორების გათვალისწინებით, ვარსკვლავებს შეიძლება ჰქონდეთ სრულიად განსხვავებული სიკაშკაშე. ეს მაჩვენებელი მერყეობს მზის სიკაშკაშის ერთი მეათასედიდან მილიონზე მეტ მზის სიკაშკაშემდე.

ვარსკვლავების უმეტესობა ამ სპექტრის ქვედა ბოლოშია და ბუნდოვანია. მრავალი თვალსაზრისით, მზე საშუალო, ტიპიური ვარსკვლავია. თუმცა, სხვებთან შედარებით, მას გაცილებით დიდი სიკაშკაშე აქვს. ბუნდოვანი ვარსკვლავების დიდი რაოდენობა შეუიარაღებელი თვალითაც კი შეინიშნება. ვარსკვლავების სიკაშკაშის ცვალებადობის მიზეზი მათი მასაა. ფერი, ბზინვარება და სიკაშკაშის ცვლილება დროთა განმავლობაში განისაზღვრება ნივთიერების რაოდენობით.

ვარსკვლავების სასიცოცხლო ციკლის ახსნის მცდელობები

ხალხი დიდი ხანია ცდილობდა ვარსკვლავების ცხოვრების კვალს, მაგრამ მეცნიერთა პირველი მცდელობები საკმაოდ მორცხვი იყო. პირველი წინსვლა იყო ლეინის კანონის გამოყენება გრავიტაციული შეკუმშვის ჰელმჰოლც-კელვინის ჰიპოთეზაზე. ამან ასტრონომიის ახალი გაგება მოიტანა: თეორიულად, ვარსკვლავის ტემპერატურა უნდა გაიზარდოს (მისი მაჩვენებელი ვარსკვლავის რადიუსის უკუპროპორციულია), სანამ სიმკვრივის მატება არ შეანელებს შეკუმშვის პროცესებს. მაშინ ენერგიის მოხმარება მის შემოსავალზე მეტი იქნება. ამ მომენტში ვარსკვლავი დაიწყებს სწრაფად გაციებას.

ჰიპოთეზები ვარსკვლავების ცხოვრების შესახებ

ერთ-ერთი ორიგინალური ჰიპოთეზა ვარსკვლავის სიცოცხლის ციკლის შესახებ შემოთავაზებული იყო ასტრონომმა ნორმან ლოკიერმა. მას სჯეროდა, რომ ვარსკვლავები წარმოიქმნება მეტეორიული მატერიიდან. უფრო მეტიც, მისი ჰიპოთეზის დებულებები ეფუძნებოდა არა მხოლოდ ასტრონომიაში არსებულ თეორიულ დასკვნებს, არამედ ვარსკვლავების სპექტრული ანალიზის მონაცემებს. ლოკიერი დარწმუნებული იყო, რომ ქიმიური ელემენტები, რომლებიც მონაწილეობენ ევოლუციაში ციური სხეულები, შედგება ელემენტარული ნაწილაკებისგან - "პროტოელემენტები". თანამედროვე ნეიტრონების, პროტონებისა და ელექტრონებისგან განსხვავებით, მათ აქვთ არა ზოგადი, არამედ ინდივიდუალური ხასიათი. მაგალითად, ლოკიერის მიხედვით, წყალბადი იშლება, რასაც „პროტოწყალბადად“ უწოდებენ; რკინა ხდება "პროტორკინა". სხვა ასტრონომები ასევე ცდილობდნენ აღეწერათ ვარსკვლავის სასიცოცხლო ციკლი, მაგალითად, ჯეიმს ჰოპვუდი, იაკოვ ზელდოვიჩი, ფრედ ჰოილი.

გიგანტური ვარსკვლავები და ჯუჯა ვარსკვლავები

დიდი ვარსკვლავები ყველაზე ცხელი და კაშკაშაა. ისინი ჩვეულებრივ თეთრი ან მოლურჯო გარეგნულად არიან. იმისდა მიუხედავად, რომ ისინი გიგანტური ზომით არიან, მათში არსებული საწვავი ისე სწრაფად იწვის, რომ რამდენიმე მილიონ წელიწადში ართმევენ მას.

პატარა ვარსკვლავები, გიგანტურისგან განსხვავებით, ჩვეულებრივ არც ისე კაშკაშაა. ისინი წითელი ფერისაა და საკმარისად დიდხანს ცოცხლობენ - მილიარდობით წლის განმავლობაში. მაგრამ ცის კაშკაშა ვარსკვლავებს შორის ასევე არის წითელი და ნარინჯისფერი. ამის მაგალითია ვარსკვლავი ალდებარანი - ეგრეთ წოდებული "ხარის თვალი", რომელიც მდებარეობს კუროს თანავარსკვლავედში; და ასევე თანავარსკვლავედში მორიელი. რატომ შეუძლიათ ამ მაგარ ვარსკვლავებს სირიუსის მსგავს ცხელ ვარსკვლავებთან სიკაშკაშით კონკურენცია?

ეს გამოწვეულია იმით, რომ ისინი ოდესღაც ძალიან გაფართოვდნენ და მათმა დიამეტრმა დაიწყო უზარმაზარი წითელი ვარსკვლავების (სუპერგიგანტების) გადაჭარბება. უზარმაზარი ფართობი საშუალებას აძლევს ამ ვარსკვლავებს გამოაქვეყნონ სიდიდის რიგით მეტი ენერგია, ვიდრე მზე. ეს იმის მიუხედავად, რომ მათი ტემპერატურა გაცილებით დაბალია. მაგალითად, ორიონის თანავარსკვლავედში მდებარე ბეტელგეიზეს დიამეტრი რამდენიმე ასეულჯერ აღემატება მზის დიამეტრს. და ჩვეულებრივი წითელი ვარსკვლავების დიამეტრი, როგორც წესი, მზის ზომის მეათედიც კი არ არის. ასეთ ვარსკვლავებს ჯუჯებს უწოდებენ. თითოეულ ციურ სხეულს შეუძლია გაიაროს ამ ტიპის ვარსკვლავური სასიცოცხლო ციკლები - ერთი და იგივე ვარსკვლავი მისი ცხოვრების სხვადასხვა ეტაპზე შეიძლება იყოს როგორც წითელი გიგანტი, ასევე ჯუჯა.

როგორც წესი, მზის მსგავსი მნათობები მხარს უჭერენ მათ არსებობას შიგნით ნაპოვნი წყალბადის გამო. ის ვარსკვლავის ბირთვის შიგნით ჰელიუმად იქცევა. მზეს საწვავის უზარმაზარი რაოდენობა აქვს, მაგრამ ისიც კი არ არის უსასრულო - ბოლო ხუთი მილიარდი წლის განმავლობაში, მარაგის ნახევარი იქნა გამოყენებული.

ვარსკვლავების სიცოცხლე. ვარსკვლავების ცხოვრების ციკლი

როდესაც ვარსკვლავის შიგნით წყალბადის მარაგი ამოიწურება, მნიშვნელოვანი ცვლილებები ხდება. დარჩენილი წყალბადი იწყებს წვას არა მისი ბირთვის შიგნით, არამედ ზედაპირზე. ამავდროულად, ვარსკვლავის სიცოცხლის ხანგრძლივობა სულ უფრო მცირდება. ამ პერიოდში ვარსკვლავების ციკლი, ყოველ შემთხვევაში მათი უმეტესობა, წითელ გიგანტის სტადიაში გადადის. ვარსკვლავის ზომა უფრო დიდი ხდება და მისი ტემპერატურა, პირიქით, მცირდება. ასე ჩნდება წითელი გიგანტების და სუპერგიგანტების უმეტესობა. ეს პროცესი ვარსკვლავებში მომხდარი ცვლილებების ზოგადი თანმიმდევრობის ნაწილია, რომელსაც მეცნიერები ვარსკვლავურ ევოლუციას უწოდებენ. ვარსკვლავის სასიცოცხლო ციკლი მოიცავს მის ყველა სტადიას: საბოლოო ჯამში, ყველა ვარსკვლავი ბერდება და კვდება, ხოლო მათი არსებობის ხანგრძლივობა პირდაპირ განისაზღვრება საწვავის რაოდენობით. დიდი ვარსკვლავები სიცოცხლეს უზარმაზარი, სანახაობრივი აფეთქებით ამთავრებენ. პირიქით, უფრო მოკრძალებულები კვდებიან, თანდათანობით მცირდებიან თეთრი ჯუჯების ზომამდე. შემდეგ ისინი უბრალოდ ქრება.

რამდენ ხანს ცოცხლობს საშუალო ვარსკვლავი? ვარსკვლავის სიცოცხლის ციკლი შეიძლება გაგრძელდეს 1,5 მილიონ წელზე ნაკლებიდან 1 მილიარდ წლამდე ან მეტ წლამდე. ეს ყველაფერი, როგორც ითქვა, დამოკიდებულია მის შემადგენლობასა და ზომაზე. მზის მსგავსი ვარსკვლავები ცოცხლობენ 10-დან 16 მილიარდ წლამდე. ძალიან კაშკაშა ვარსკვლავებს, ისევე როგორც სირიუსს, აქვთ შედარებით ხანმოკლე სიცოცხლე - მხოლოდ რამდენიმე ასეული მილიონი წელი. ვარსკვლავის სასიცოცხლო ციკლის დიაგრამა მოიცავს შემდეგ ეტაპებს. ეს არის მოლეკულური ღრუბელი - ღრუბლის გრავიტაციული კოლაფსი - სუპერნოვას დაბადება - პროტოვარსკვლავის ევოლუცია - პროტოვარსკვლავური ფაზის დასასრული. შემდეგ მიჰყევით ეტაპებს: ახალგაზრდა ვარსკვლავის სტადიის დასაწყისი - შუა სიცოცხლე - სიმწიფე - წითელი გიგანტური ეტაპი - პლანეტარული ნისლეული - თეთრი ჯუჯა ეტაპი. ბოლო ორი ფაზა დამახასიათებელია პატარა ვარსკვლავებისთვის.

პლანეტარული ნისლეულების ბუნება

ასე რომ, ჩვენ მოკლედ გადავხედეთ ვარსკვლავის სასიცოცხლო ციკლს. მაგრამ ის, რაც უზარმაზარი წითელი გიგანტიდან თეთრ ჯუჯად გარდაიქმნება, ხანდახან ვარსკვლავები აშორებენ თავიანთ გარე შრეებს და შემდეგ ვარსკვლავის ბირთვი მჟღავნდება. გაზის გარსი იწყებს ნათებას ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული ენერგიის გავლენით. ამ საფეხურმა მიიღო სახელი იმის გამო, რომ ამ გარსში გაზის მანათობელი ბუშტები ხშირად პლანეტების გარშემო დისკებს ჰგავს. მაგრამ სინამდვილეში მათ არაფერი აქვთ საერთო პლანეტებთან. ბავშვებისთვის ვარსკვლავების სასიცოცხლო ციკლი შეიძლება არ მოიცავდეს ყველა სამეცნიერო დეტალს. შეიძლება მხოლოდ ციური სხეულების ევოლუციის ძირითადი ფაზების აღწერა.

ვარსკვლავური მტევნები

ასტრონომებს უყვართ კვლევა, არსებობს ჰიპოთეზა, რომ ყველა მნათობი იბადება ჯგუფურად და არა ინდივიდუალურად. ვინაიდან ერთი და იგივე გროვის კუთვნილ ვარსკვლავებს აქვთ მსგავსი თვისებები, მათ შორის განსხვავებები მართალია და არა დედამიწამდე მანძილის გამო. რა ცვლილებებიც არ უნდა მოხდეს ამ ვარსკვლავებში, ისინი წარმოიქმნება ერთსა და იმავე დროს და თანაბარ პირობებში. განსაკუთრებით დიდი ცოდნის მიღება შეიძლება მათი თვისებების მასაზე დამოკიდებულების შესწავლით. ყოველივე ამის შემდეგ, მტევნებში ვარსკვლავების ასაკი და დედამიწიდან მათი დაშორება დაახლოებით თანაბარია, ამიტომ ისინი განსხვავდებიან მხოლოდ ამ მაჩვენებლით. მტევანი საინტერესო იქნება არა მხოლოდ პროფესიონალი ასტრონომებისთვის - ყველა მოყვარული სიამოვნებით გადაიღებს მშვენიერ ფოტოს და აღფრთოვანდება მათი განსაკუთრებული ლამაზი ხედით პლანეტარიუმში.

წარმოიქმნება ვარსკვლავთშორისი გარემოს კონდენსაციის შედეგად. დაკვირვებით შესაძლებელი გახდა იმის დადგენა, რომ ვარსკვლავები სხვადასხვა დროს გაჩნდნენ და დღემდე ჩნდებიან.

ვარსკვლავების ევოლუციის მთავარი პრობლემა არის მათი ენერგიის წარმოშობის საკითხი, რომლის წყალობითაც ისინი ანათებენ და ასხივებენ ენერგიის უზარმაზარ რაოდენობას. ადრე წამოაყენეს მრავალი თეორია, რომლებიც მიზნად ისახავდა ვარსკვლავების ენერგიის წყაროების იდენტიფიცირებას. ითვლებოდა, რომ ვარსკვლავური ენერგიის უწყვეტი წყარო იყო უწყვეტი შეკუმშვა. ეს წყარო, რა თქმა უნდა, კარგია, მაგრამ ვერ ინარჩუნებს შესაბამის გამოსხივებას დიდი ხნის განმავლობაში. მე-20 საუკუნის შუა ხანებში ამ კითხვაზე პასუხი იპოვეს. გამოსხივების წყაროა თერმობირთვული შერწყმის რეაქციები. ამ რეაქციების შედეგად წყალბადი იქცევა ჰელიუმად, ხოლო გამოთავისუფლებული ენერგია ვარსკვლავის ნაწლავებში გადის, გარდაიქმნება და გამოიყოფა გარე სივრცეში (აღსანიშნავია, რომ რაც უფრო მაღალია ტემპერატურა, მით უფრო სწრაფად ხდება ეს რეაქციები; რატომ ტოვებენ ცხელი მასიური ვარსკვლავები მთავარ მიმდევრობას უფრო სწრაფად).

ახლა წარმოიდგინეთ ვარსკვლავის გაჩენა...

ვარსკვლავთშორისი გაზისა და მტვრის ღრუბელმა დაიწყო კონდენსაცია. ამ ღრუბლიდან წარმოიქმნება გაზის საკმაოდ მკვრივი ბურთი. ბურთის შიგნით წნევა ჯერ კიდევ ვერ ახერხებს მიზიდულობის ძალების დაბალანსებას, ამიტომ ის შემცირდება (შესაძლოა ამ დროს ვარსკვლავის გარშემო წარმოიქმნება ნაკლები მასის გროვები, რომლებიც საბოლოოდ პლანეტებად გადაიქცევიან). შეკუმშვისას ტემპერატურა იმატებს. ამრიგად, ვარსკვლავი თანდათან დგება მთავარ მიმდევრობაზე. შემდეგ ვარსკვლავის შიგნით გაზის წნევა აბალანსებს გრავიტაციას და პროტოვარსკვლავი იქცევა ვარსკვლავად.

ვარსკვლავის ევოლუციის ადრეული ეტაპი ძალიან მცირეა და ვარსკვლავი ამ დროს ნისლეულშია ჩაძირული, ამიტომ პროტოვარსკვლავის აღმოჩენა ძალიან რთულია.

წყალბადის ჰელიუმად გარდაქმნა ხდება მხოლოდ ვარსკვლავის ცენტრალურ რაიონებში. გარე ფენებში წყალბადის შემცველობა პრაქტიკულად უცვლელი რჩება. ვინაიდან წყალბადის რაოდენობა შეზღუდულია, ადრე თუ გვიან ის იწვის. ვარსკვლავის ცენტრში ენერგიის გამოყოფა ჩერდება და ვარსკვლავის ბირთვი იკუმშება და გარსი იწყებს შეშუპებას. გარდა ამისა, თუ ვარსკვლავი 1,2 მზის მასაზე ნაკლებია, ის თავის გარე ფენას იშლება (პლანეტარული ნისლეულის ფორმირება).

მას შემდეგ, რაც კონვერტი ვარსკვლავს განშორდება, მისი შიდა, ძალიან ცხელი ფენები იხსნება და ამასობაში კონვერტი უფრო და უფრო შორდება. რამდენიმე ათეული ათასი წლის შემდეგ, გარსი დაიშლება და დარჩება მხოლოდ ძალიან ცხელი და მკვრივი ვარსკვლავი, თანდათან გაცივება, ის გადაიქცევა თეთრ ჯუჯად. თანდათან გაცივდება, ისინი გადაიქცევიან უხილავ შავ ჯუჯებად. შავი ჯუჯები ძალიან მკვრივი და მაგარი ვარსკვლავებია, დედამიწაზე ოდნავ აღემატება, მაგრამ მზის მასასთან შედარებით მასით. თეთრი ჯუჯების გაციების პროცესი რამდენიმე ასეული მილიონი წელი გრძელდება.

თუ ვარსკვლავის მასა არის 1,2-დან 2,5 მზემდე, მაშინ ასეთი ვარსკვლავი აფეთქდება. ამ აფეთქებას ე.წ სუპერნოვას აფეთქება. ანთებული ვარსკვლავი რამდენიმე წამში ასობით მილიონჯერ ზრდის მის სიკაშკაშეს. ასეთი აფეთქებები ძალზე იშვიათად ხდება. ჩვენს გალაქტიკაში სუპერნოვას აფეთქება დაახლოებით ას წელიწადში ერთხელ ხდება. ასეთი აფეთქების შემდეგ რჩება ნისლეული, რომელსაც აქვს ბევრი რადიო გამოსხივება და ასევე ძალიან სწრაფად იფანტება და ეგრეთ წოდებული ნეიტრონული ვარსკვლავი (ამაზე ცოტა მოგვიანებით). უზარმაზარი რადიო გამოსხივების გარდა, ასეთი ნისლეული ასევე იქნება რენტგენის გამოსხივების წყარო, მაგრამ ეს გამოსხივება შეიწოვება დედამიწის ატმოსფეროში და, შესაბამისად, შესაძლებელია მხოლოდ კოსმოსიდან დაკვირვება.

არსებობს რამდენიმე ჰიპოთეზა ვარსკვლავების აფეთქების (სუპერნოვას) მიზეზებზე, მაგრამ ჯერ არ არსებობს ზოგადად მიღებული თეორია. არსებობს ვარაუდი, რომ ეს გამოწვეულია ვარსკვლავის შიდა ფენების ცენტრისკენ ძალიან სწრაფი ვარდნით. ვარსკვლავი სწრაფად იკუმშება კატასტროფულად მცირე ზომის 10 კმ-მდე და მისი სიმკვრივე ამ მდგომარეობაშია 10 17 კგ/მ 3, რაც ახლოსაა ატომის ბირთვის სიმკვრივესთან. ეს ვარსკვლავი შედგება ნეიტრონებისგან (ამავდროულად, ელექტრონები პროტონებად დაჭერით), რის გამოც მას ე.წ. "ნეიტრონი". მისი საწყისი ტემპერატურა დაახლოებით მილიარდი კელვინია, მაგრამ მომავალში ის სწრაფად გაცივდება.

ეს ვარსკვლავი, მისი მცირე ზომისა და სწრაფი გაგრილების გამო, დიდი ხნის განმავლობაში შეუძლებლად ითვლებოდა დაკვირვება. მაგრამ გარკვეული პერიოდის შემდეგ, პულსარები აღმოაჩინეს. ეს პულსარები ნეიტრონული ვარსკვლავები აღმოჩნდა. მათ ასე დაარქვეს რადიო იმპულსების მოკლევადიანი ემისიის გამო. იმათ. ვარსკვლავი თითქოს "ციმციმებს". ეს აღმოჩენა სრულიად შემთხვევით გაკეთდა და არც ისე დიდი ხნის წინ, კერძოდ 1967 წელს. ეს პერიოდული იმპულსები განპირობებულია იმით, რომ ძალიან სწრაფი ბრუნვის დროს, მაგნიტური ღერძის კონუსი გამუდმებით გადის ჩვენს მზერას, რომელიც ქმნის კუთხეს ბრუნვის ღერძთან.

პულსარი ჩვენთვის მხოლოდ მაგნიტური ღერძის ორიენტაციის პირობებშია შესაძლებელი და ეს მათი საერთო რაოდენობის დაახლოებით 5%-ია. ზოგიერთი პულსარი არ მდებარეობს რადიო ნისლეულებში, რადგან ნისლეულები შედარებით სწრაფად იშლება. ასი ათასი წლის შემდეგ, ეს ნისლეულები აღარ ჩანს და პულსარების ასაკი ათობით მილიონი წელია.

თუ ვარსკვლავის მასა 2,5 მზეს აღემატება, მაშინ მისი არსებობის ბოლოს ის თითქოს თავისთავად იშლება და საკუთარი წონით დაიმსხვრევა. რამდენიმე წამში ის წერტილად გადაიქცევა. ამ ფენომენს "გრავიტაციული კოლაფსი" უწოდეს და ამ ობიექტს "შავ ხვრელსაც" უწოდეს.

ყოველივე ზემოთ ნათქვამიდან ირკვევა, რომ ვარსკვლავის ევოლუციის საბოლოო ეტაპი დამოკიდებულია მის მასაზე, მაგრამ ასევე აუცილებელია გავითვალისწინოთ სწორედ ამ მასის გარდაუვალი დაკარგვა და ბრუნვა.

ვარსკვლავური ევოლუციის შესწავლა შეუძლებელია მხოლოდ ერთ ვარსკვლავზე დაკვირვებით - ვარსკვლავებში ბევრი ცვლილება ხდება ძალიან ნელა, რომ შესამჩნევი იყოს მრავალი საუკუნის შემდეგაც კი. ამიტომ, მეცნიერები სწავლობენ ბევრ ვარსკვლავს, რომელთაგან თითოეული თავისი ცხოვრების ციკლის გარკვეულ ეტაპზეა. ბოლო რამდენიმე ათწლეულის განმავლობაში, ვარსკვლავების სტრუქტურის მოდელირება კომპიუტერული ტექნოლოგიების გამოყენებით ფართოდ გავრცელდა ასტროფიზიკაში.

ენციკლოპედიური YouTube

1 / 5

✪ ვარსკვლავები და ვარსკვლავური ევოლუცია (მოთხრობილია ასტროფიზიკოსის სერგეი პოპოვის მიერ)

✪ ვარსკვლავები და ვარსკვლავური ევოლუცია (მოთხრობილია სერგეი პოპოვისა და ილგონის ვილქსის მიერ)

✪ S. A. Lamzin - "ვარსკვლავური ევოლუცია"

✪ ვარსკვლავების ევოლუცია. ლურჯი გიგანტის ევოლუცია 3 წუთში

✪ Surdin V.G. ვარსკვლავური ევოლუცია ნაწილი 1

სუბტიტრები

თერმობირთვული შერწყმა ვარსკვლავების ინტერიერში

ახალგაზრდა ვარსკვლავები

ვარსკვლავის წარმოქმნის პროცესი შეიძლება აღიწეროს ერთიანი გზით, მაგრამ ვარსკვლავის ევოლუციის შემდგომი ეტაპები თითქმის მთლიანად დამოკიდებულია მის მასაზე და მხოლოდ ვარსკვლავის ევოლუციის ბოლოს შეუძლია მას როლი შეასრულოს. ქიმიური შემადგენლობა.

ახალგაზრდა დაბალი მასის ვარსკვლავები

ახალგაზრდა დაბალი მასის ვარსკვლავები (მზის მასის სამამდე) [ ], რომლებიც უახლოვდებიან მთავარ მიმდევრობას, სრულიად კონვექციურები არიან - კონვექციური პროცესი მოიცავს ვარსკვლავის მთელ სხეულს. ეს არსებითად პროტოვარსკვლავებია, რომელთა ცენტრებში ბირთვული რეაქციები ახლახან იწყება და ყველა გამოსხივება ძირითადად გრავიტაციული შეკუმშვის გამო ხდება. სანამ ჰიდროსტატიკური წონასწორობა დამყარდება, ვარსკვლავის სიკაშკაშე მცირდება მუდმივ ეფექტურ ტემპერატურაზე. ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე ასეთი ვარსკვლავები ქმნიან თითქმის ვერტიკალურ ლიანდაგს, რომელსაც ჰაიაშის ბილიკი ეწოდება. შეკუმშვის შენელებისას ახალგაზრდა ვარსკვლავი უახლოვდება მთავარ მიმდევრობას. ამ ტიპის ობიექტები ასოცირდება T Tauri ვარსკვლავებთან.

ამ დროს, 0,8 მზის მასაზე მეტი მასის მქონე ვარსკვლავებისთვის, ბირთვი გამჭვირვალე ხდება რადიაციისთვის და ბირთვში რადიაციული ენერგიის გადაცემა ჭარბობს, ვინაიდან კონვექცია სულ უფრო მეტად აფერხებს ვარსკვლავური მატერიის მზარდი დატკეპნით. ვარსკვლავის სხეულის გარე ფენებში ჭარბობს კონვექციური ენერგიის გადაცემა.

დანამდვილებით არ არის ცნობილი, რა მახასიათებლები აქვთ უფრო დაბალი მასის ვარსკვლავებს მთავარ მიმდევრობაში შესვლის მომენტში, რადგან ამ ვარსკვლავების ახალგაზრდა კატეგორიაში გატარებული დრო აღემატება სამყაროს ასაკს [ ] . ყველა იდეა ამ ვარსკვლავების ევოლუციის შესახებ ეფუძნება მხოლოდ ციფრულ გამოთვლებს და მათემატიკურ მოდელებს.

როდესაც ვარსკვლავი იკუმშება, დეგენერირებული ელექტრონული გაზის წნევა იწყებს ზრდას და როდესაც ვარსკვლავის გარკვეულ რადიუსს მიაღწევს, შეკუმშვა ჩერდება, რაც იწვევს ვარსკვლავის ბირთვში ტემპერატურის შემდგომ მატებას, რომელიც გამოწვეულია შეკუმშვა, შემდეგ კი მისი შემცირება. 0,0767 მზის მასაზე ნაკლები ვარსკვლავებისთვის ეს არ ხდება: ბირთვული რეაქციების დროს გამოთავისუფლებული ენერგია არასოდეს არის საკმარისი შიდა წნევისა და გრავიტაციული შეკუმშვის დასაბალანსებლად. ასეთი „ქვევარსკვლავები“ ასხივებენ უფრო მეტ ენერგიას, ვიდრე წარმოიქმნება თერმობირთვული რეაქციების დროს და კლასიფიცირდება ეგრეთ წოდებულ ყავისფერ ჯუჯებად. მათი ბედი არის მუდმივი შეკუმშვა, სანამ დეგენერირებული აირის წნევა არ შეწყვეტს მას, შემდეგ კი თანდათანობით გაცივება ყველა დაწყებული თერმობირთვული რეაქციის შეწყვეტით.

ახალგაზრდა საშუალო მასის ვარსკვლავები

შუალედური მასის ახალგაზრდა ვარსკვლავები (2-დან 8 მზის მასის) [ ] ხარისხობრივად ვითარდება ზუსტად ისევე, როგორც მათი პატარა დები და ძმები, გარდა იმისა, რომ მათ არ აქვთ კონვექციური ზონები მთავარ მიმდევრობამდე.

ამ ტიპის ობიექტებს უკავშირდება ე.წ. Ae\Be  ბალახოვანი ვარსკვლავები B-F0 სპექტრული კლასის არარეგულარული ცვლადებით. ისინი ასევე გამოფენენ დისკებს და ბიპოლარულ თვითმფრინავებს. ზედაპირიდან მატერიის გადინების სიჩქარე, სიკაშკაშე და ეფექტური ტემპერატურა მნიშვნელოვნად მაღალია, ვიდრე T კუროსთვის, ამიტომ ისინი ეფექტურად ათბობენ და ფანტავენ პროტოვარსკვლავური ღრუბლის ნარჩენებს.

ახალგაზრდა ვარსკვლავები, რომელთა მასა 8 მზის მასაზე მეტია

ასეთი მასის მქონე ვარსკვლავებს უკვე აქვთ ნორმალური ვარსკვლავების მახასიათებლები, რადგან მათ გაიარეს ყველა შუალედური სტადია და შეძლეს მიაღწიონ ბირთვული რეაქციების ისეთ სიჩქარეს, რომელიც ანაზღაურებდა რადიაციის შედეგად დაკარგულ ენერგიას, ხოლო მასა დაგროვდა ბირთვის ჰიდროსტატიკური წონასწორობის მისაღწევად. ამ ვარსკვლავებისთვის მასის და სიკაშკაშის გადინება იმდენად დიდია, რომ ისინი არა მხოლოდ აჩერებენ მოლეკულური ღრუბლის გარე რეგიონების გრავიტაციულ კოლაფსს, რომლებიც ჯერ კიდევ არ გახდნენ ვარსკვლავის ნაწილი, არამედ, პირიქით, ფანტავენ მათ. ამრიგად, წარმოქმნილი ვარსკვლავის მასა შესამჩნევად ნაკლებია პროტოვარსკვლავური ღრუბლის მასაზე. სავარაუდოდ, ეს ხსნის ჩვენს გალაქტიკაში ვარსკვლავების არარსებობას, რომელთა მასა დაახლოებით 300 მზის მასაზეა.

ვარსკვლავის შუა სიცოცხლის ციკლი

ვარსკვლავები მოდის სხვადასხვა ფერისა და ზომის. სპექტრული ტიპის მიხედვით ისინი მერყეობს ცხელი ლურჯიდან გრილი წითამდე, ხოლო მასით - 0,0767-დან დაახლოებით 300 მზის მასამდე, უახლესი შეფასებით. ვარსკვლავის სიკაშკაშე და ფერი დამოკიდებულია მისი ზედაპირის ტემპერატურაზე, რაც თავის მხრივ განისაზღვრება მისი მასით. ყველა ახალი ვარსკვლავი "იკავებს ადგილს" მთავარ მიმდევრობაზე მათი ქიმიური შემადგენლობისა და მასის მიხედვით. ბუნებრივია, ჩვენ არ ვსაუბრობთ ვარსკვლავის ფიზიკურ მოძრაობაზე - მხოლოდ მის პოზიციაზე მითითებულ დიაგრამაზე, ვარსკვლავის პარამეტრების მიხედვით. სინამდვილეში, დიაგრამის გასწვრივ ვარსკვლავის მოძრაობა შეესაბამება მხოლოდ ვარსკვლავის პარამეტრების ცვლილებას.

მატერიის თერმობირთვული „დაწვა“, რომელიც განახლდა ახალ დონეზე, იწვევს ვარსკვლავის ამაზრზენ გაფართოებას. ვარსკვლავი "ადიდებს", ხდება ძალიან "ფხვიერი" და მისი ზომა იზრდება დაახლოებით 100-ჯერ. ასე რომ, ვარსკვლავი იქცევა წითელ გიგანტად და ჰელიუმის წვის ფაზა გრძელდება დაახლოებით რამდენიმე მილიონი წელი. თითქმის ყველა წითელი გიგანტი ცვალებადი ვარსკვლავია.

ვარსკვლავური ევოლუციის ბოლო ეტაპები

ძველი ვარსკვლავები დაბალი მასით

ამჟამად, დანამდვილებით უცნობია, რა ემართებათ ნათელ ვარსკვლავებს მას შემდეგ, რაც მათ ბირთვში წყალბადის მარაგი ამოიწურება. ვინაიდან სამყაროს ასაკი 13,7 მილიარდი წელია, რაც საკმარისი არ არის ასეთ ვარსკვლავებში წყალბადის საწვავის მარაგის ამოწურვისთვის. თანამედროვე თეორიებიდაფუძნებულია ასეთ ვარსკვლავებში მიმდინარე პროცესების კომპიუტერულ მოდელირებაზე.

ზოგიერთ ვარსკვლავს შეუძლია ჰელიუმის სინთეზირება მხოლოდ გარკვეულ აქტიურ ზონებში, რაც იწვევს არასტაბილურობას და ძლიერ ვარსკვლავურ ქარებს. ამ შემთხვევაში, პლანეტარული ნისლეულის ფორმირება არ ხდება და ვარსკვლავი მხოლოდ აორთქლდება, ყავისფერ ჯუჯაზე პატარაც კი ხდება [ ] .

0,5 მზეზე ნაკლები მასის მქონე ვარსკვლავს არ შეუძლია ჰელიუმის გარდაქმნა მას შემდეგაც, რაც წყალბადის შემცველი რეაქციები შეჩერდება მის ბირთვში - ასეთი ვარსკვლავის მასა ძალიან მცირეა იმისათვის, რომ უზრუნველყოს გრავიტაციული შეკუმშვის ახალი ფაზა იმ ხარისხით, რომელიც საკმარისია "აალებისთვის". ჰელიუმი ასეთ ვარსკვლავებს მიეკუთვნება წითელი ჯუჯები, როგორიცაა პროქსიმა კენტავრი, რომელთა ბინადრობის დრო მთავარ მიმდევრობაზე მერყეობს ათობით მილიარდიდან ათეულ ტრილიონ წლამდე. მათ ბირთვებში თერმობირთვული რეაქციების შეწყვეტის შემდეგ, ისინი, თანდათანობით გაცივებულნი, გააგრძელებენ სუსტად გამოსხივებას ელექტრომაგნიტური სპექტრის ინფრაწითელ და მიკროტალღურ დიაპაზონში.

საშუალო ზომის ვარსკვლავები

მიღწევისთანავე საშუალო ზომის ვარსკვლავი (მზის მასის 0,4-დან 3,4-მდე) [ წითელი გიგანტის ფაზაში წყალბადი ამოიწურება მის ბირთვში და იწყება ჰელიუმისგან ნახშირბადის სინთეზის რეაქციები. ეს პროცესი უფრო მაღალ ტემპერატურაზე ხდება და ამიტომ ბირთვიდან ენერგიის ნაკადი იზრდება და, შედეგად, ვარსკვლავის გარე ფენები იწყებს გაფართოებას. ნახშირბადის სინთეზის დასაწყისი ვარსკვლავის ცხოვრებაში ახალ ეტაპს აღნიშნავს და გარკვეული დროის განმავლობაში გრძელდება. მზის მსგავსი ზომის ვარსკვლავისთვის ამ პროცესს შეიძლება დაახლოებით მილიარდი წელი დასჭირდეს.

გამოსხივებული ენერგიის მოცულობის ცვლილებები იწვევს ვარსკვლავს არასტაბილურობის პერიოდებს, მათ შორის ზომის, ზედაპირის ტემპერატურისა და ენერგიის გამოყოფის ცვლილებას. ენერგიის გამომუშავება გადადის დაბალი სიხშირის გამოსხივებისკენ. ამ ყველაფერს თან ახლავს მასის მზარდი დანაკარგი ძლიერი ვარსკვლავური ქარებისა და ინტენსიური პულსაციების გამო. ამ ფაზაში ვარსკვლავებს უწოდებენ "გვიანდელი ტიპის ვარსკვლავებს" (ასევე "გადასული ვარსკვლავები"). OH -IR ვარსკვლავებიან მირას მსგავსი ვარსკვლავები, მათი ზუსტი მახასიათებლების მიხედვით. ამოფრქვეული გაზი შედარებით მდიდარია ვარსკვლავის ინტერიერში წარმოქმნილი მძიმე ელემენტებით, როგორიცაა ჟანგბადი და ნახშირბადი. გაზი ქმნის გაფართოებულ გარსს და ცივდება, როდესაც ის შორდება ვარსკვლავს, რაც საშუალებას აძლევს მტვრის ნაწილაკებისა და მოლეკულების წარმოქმნას. წყარო ვარსკვლავის ძლიერი ინფრაწითელი გამოსხივებით ასეთ ჭურვებში ყალიბდება იდეალური პირობები კოსმოსური მასერების გააქტიურებისთვის.

ჰელიუმის თერმობირთვული წვის რეაქციები ძალიან მგრძნობიარეა ტემპერატურის მიმართ. ზოგჯერ ეს იწვევს დიდ არასტაბილურობას. წარმოიქმნება ძლიერი პულსაციები, რაც შედეგად საკმარის აჩქარებას ანიჭებს გარე ფენებს, რათა ჩამოაგდეს და გადაიქცეს პლანეტურ ნისლეულში. ასეთი ნისლეულის ცენტრში რჩება ვარსკვლავის შიშველი ბირთვი, რომელშიც ჩერდება თერმობირთვული რეაქციები და გაციებისას იგი იქცევა ჰელიუმის თეთრ ჯუჯად, რომელსაც ჩვეულებრივ აქვს 0,5-0,6 მზის მასა და დიამეტრი. დედამიწის დიამეტრის მიხედვით.

ვარსკვლავების აბსოლუტური უმრავლესობა, მზის ჩათვლით, ასრულებს თავის ევოლუციას შეკუმშვით, სანამ დეგენერირებული ელექტრონების წნევა არ დააბალანსებს გრავიტაციას. ამ მდგომარეობაში, როდესაც ვარსკვლავის ზომა ასჯერ მცირდება და სიმკვრივე მილიონჯერ აღემატება წყლის სიმკვრივეს, ვარსკვლავს თეთრ ჯუჯას უწოდებენ. ის მოკლებულია ენერგიის წყაროებს და თანდათანობით გაცივების შემდეგ ხდება უხილავი შავი ჯუჯა.

მზეზე უფრო მასიურ ვარსკვლავებში, დეგენერირებული ელექტრონების წნევა ვერ აჩერებს ბირთვის შემდგომ შეკუმშვას და ელექტრონები იწყებენ „დაჭერას“ ატომურ ბირთვებში, რაც პროტონებს აქცევს ნეიტრონად, რომელთა შორის არ არსებობს ელექტროსტატიკური მოგერიების ძალები. მატერიის ეს ნეიტრონიზაცია იწვევს იმ ფაქტს, რომ ვარსკვლავის ზომა, რომელიც ახლა, ფაქტობრივად, არის ერთი უზარმაზარი ატომის ბირთვი, იზომება რამდენიმე კილომეტრში და მისი სიმკვრივე 100 მილიონჯერ აღემატება წყლის სიმკვრივეს. ასეთ ობიექტს ნეიტრონული ვარსკვლავი ეწოდება; მისი წონასწორობა შენარჩუნებულია დეგენერირებული ნეიტრონული ნივთიერების წნევით.

სუპერმასიური ვარსკვლავები

მას შემდეგ, რაც მზის მასის ხუთზე მეტი მასის ვარსკვლავი გადადის წითელ სუპერგიგანტის სტადიაში, მისი ბირთვი იწყებს შეკუმშვას გრავიტაციის გავლენის ქვეშ. როგორც შეკუმშვა გრძელდება, ტემპერატურა და სიმკვრივე იზრდება და იწყება თერმობირთვული რეაქციების ახალი თანმიმდევრობა. ასეთ რეაქციებში სინთეზირდება სულ უფრო მძიმე ელემენტები: ჰელიუმი, ნახშირბადი, ჟანგბადი, სილიციუმი და რკინა, რაც დროებით აფერხებს ბირთვის კოლაფსს.

შედეგად, პერიოდული ცხრილის უფრო მძიმე ელემენტების ფორმირებისას, რკინა-56 სინთეზირებულია სილიკონისგან. ამ ეტაპზე შემდგომი ეგზოთერმული თერმობირთვული შერწყმა შეუძლებელი ხდება, ვინაიდან რკინა-56 ბირთვს აქვს მაქსიმალური მასის დეფექტი და ენერგიის გამოყოფით მძიმე ბირთვების წარმოქმნა შეუძლებელია. მაშასადამე, როდესაც ვარსკვლავის რკინის ბირთვი გარკვეულ ზომას აღწევს, მასში არსებული წნევა ვეღარ უძლებს ვარსკვლავის გადაფარული ფენების წონას და ბირთვის მყისიერი კოლაფსი ხდება მისი მატერიის ნეიტრონიზაციით.

რა მოხდება შემდეგ ჯერ არ არის ბოლომდე ნათელი, მაგრამ, ყოველ შემთხვევაში, რამდენიმე წამში მიმდინარე პროცესები წარმოუდგენელი ძალის სუპერნოვას აფეთქებას იწვევს.

ძლიერი ნეიტრინოს ჭავლები და მბრუნავი მაგნიტური ველი ამოძრავებს ვარსკვლავის დაგროვილი მასალის დიდ ნაწილს. [ ] - ე.წ დასაჯდომი ელემენტები, რკინისა და მსუბუქი ელემენტების ჩათვლით. ფეთქებადი მატერია იბომბება ნეიტრონებით, რომლებიც გამოდიან ვარსკვლავის ბირთვიდან, იჭერენ მათ და ამით ქმნიან რკინაზე მძიმე ელემენტების ერთობლიობას, მათ შორის რადიოაქტიურს, ურანამდე (და შესაძლოა კალიფორნიამდეც კი). ამგვარად, სუპერნოვას აფეთქებები ხსნის რკინაზე მძიმე ელემენტების არსებობას ვარსკვლავთშორის მატერიაში, მაგრამ ეს არ არის მათი ფორმირების ერთადერთი შესაძლო გზა, რაც, მაგალითად, ტექნეციუმის ვარსკვლავებით არის ნაჩვენები.

აფეთქების ტალღა და ნეიტრინოების ჭავლები მატერიას აშორებენ მომაკვდავი ვარსკვლავისგან [ ] ვარსკვლავთშორის სივრცეში. შემდგომში გაციებისას და კოსმოსში გადაადგილებისას, ამ სუპერნოვას მასალას შეუძლია შეჯახება სხვა კოსმიურ „გადარჩენას“ და, შესაძლოა, მონაწილეობა მიიღოს ახალი ვარსკვლავების, პლანეტების ან თანამგზავრების ფორმირებაში.

სუპერნოვას ფორმირების დროს მიმდინარე პროცესები ჯერ კიდევ შესწავლილია და ჯერჯერობით ამ საკითხში სიცხადე არ არის. ასევე საეჭვოა ის, რაც რეალურად დარჩა თავდაპირველ ვარსკვლავს. თუმცა, განიხილება ორი ვარიანტი: ნეიტრონული ვარსკვლავები და შავი ხვრელები.

ნეიტრონული ვარსკვლავები

ცნობილია, რომ ზოგიერთ სუპერნოვაში, სუპერგიგანტის სიღრმეში ძლიერი გრავიტაცია აიძულებს ელექტრონებს შეიწოვოს ატომის ბირთვი, სადაც ისინი ერწყმის პროტონებს და წარმოქმნიან ნეიტრონებს. ამ პროცესს ნეიტრონიზაცია ეწოდება. ახლომდებარე ბირთვების გამყოფი ელექტრომაგნიტური ძალები ქრება. ვარსკვლავის ბირთვი ახლა ატომური ბირთვებისა და ცალკეული ნეიტრონების მკვრივი ბურთია.

ასეთი ვარსკვლავები, რომლებიც ცნობილია როგორც ნეიტრონული ვარსკვლავები, უკიდურესად მცირეა - არაუმეტეს დიდი ქალაქის ზომისა - და წარმოუდგენლად მაღალი სიმკვრივე აქვთ. მათი ორბიტალური პერიოდი უკიდურესად მოკლე ხდება, როგორც ვარსკვლავის ზომა მცირდება (კუთხური იმპულსის შენარჩუნების გამო). ზოგიერთი ნეიტრონული ვარსკვლავი წამში 600-ჯერ ბრუნავს. ზოგიერთი მათგანისთვის რადიაციის ვექტორსა და ბრუნვის ღერძს შორის კუთხე შეიძლება იყოს ისეთი, რომ დედამიწა ჩავარდეს ამ გამოსხივებით წარმოქმნილ კონუსში; ამ შემთხვევაში, შესაძლებელია გამოვლინდეს რადიაციული პულსი, რომელიც მეორდება ვარსკვლავის ორბიტალური პერიოდის ტოლი ინტერვალებით. ასეთ ნეიტრონულ ვარსკვლავებს ეწოდა "პულსარები" და გახდა პირველი ნეიტრონული ვარსკვლავები, რომლებიც აღმოაჩინეს.

Შავი ხვრელები

ყველა ვარსკვლავი, სუპერნოვას აფეთქების ფაზის გავლის შემდეგ, არ ხდება ნეიტრონული ვარსკვლავი. თუ ვარსკვლავს აქვს საკმარისად დიდი მასა, მაშინ ასეთი ვარსკვლავის კოლაფსი გაგრძელდება და ნეიტრონები თავად დაიწყებენ ჩავარდნას შიგნით, სანამ მისი რადიუსი არ გახდება ნაკლები შვარცშილდის რადიუსზე. ამის შემდეგ ვარსკვლავი ხდება შავი ხვრელი.

შავი ხვრელების არსებობა ფარდობითობის ზოგადი თეორიით იწინასწარმეტყველა. ამ თეორიის მიხედვით,

იკავებს წერტილს ზედა მარჯვენა კუთხეში: აქვს მაღალი სიკაშკაშე და დაბალი ტემპერატურა. ძირითადი გამოსხივება ხდება ინფრაწითელ დიაპაზონში. ცივი მტვრის ჭურვიდან გამოსხივება ჩვენამდე აღწევს. ევოლუციის პროცესში ვარსკვლავის პოზიცია დიაგრამაზე შეიცვლება. ენერგიის ერთადერთი წყარო ამ ეტაპზე არის გრავიტაციული შეკუმშვა. ამიტომ ვარსკვლავი საკმაოდ სწრაფად მოძრაობს ორდინატთა ღერძის პარალელურად.

ზედაპირის ტემპერატურა არ იცვლება, მაგრამ რადიუსი და სიკაშკაშე მცირდება. ვარსკვლავის ცენტრში ტემპერატურა იმატებს და აღწევს იმ მნიშვნელობას, რომლის დროსაც იწყება რეაქციები მსუბუქი ელემენტებით: ლითიუმი, ბერილიუმი, ბორი, რომლებიც სწრაფად იწვებიან, მაგრამ ახერხებენ შეკუმშვის შენელებას. ბილიკი ბრუნავს ორდინატთა ღერძის პარალელურად, ვარსკვლავის ზედაპირზე ტემპერატურა იზრდება და სიკაშკაშე თითქმის მუდმივი რჩება. დაბოლოს, ვარსკვლავის ცენტრში იწყება წყალბადისგან ჰელიუმის წარმოქმნის რეაქციები (წყალბადის წვა). ვარსკვლავი შედის მთავარ მიმდევრობაში.

საწყისი ეტაპის ხანგრძლივობა განისაზღვრება ვარსკვლავის მასით. მზის მსგავსი ვარსკვლავებისთვის ეს დაახლოებით 1 მილიონი წელია, ვარსკვლავისთვის 10 მასის მ☉ დაახლოებით 1000-ჯერ ნაკლები და 0,1 მასის მქონე ვარსკვლავისთვის მ☉ ათასჯერ მეტი.

ახალგაზრდა დაბალი მასის ვარსკვლავები

ევოლუციის დასაწყისში, დაბალი მასის ვარსკვლავს აქვს გასხივოსნებული ბირთვი და კონვექციური გარსი (სურ. 82, I).

მთავარ მიმდევრობის ეტაპზე ვარსკვლავი ანათებს ენერგიის გამოთავისუფლების გამო წყალბადის ჰელიუმად გადაქცევის ბირთვულ რეაქციებში. წყალბადის მიწოდება უზრუნველყოფს 1 მასის ვარსკვლავის სიკაშკაშეს მ☉ დაახლოებით 10 10 წლის განმავლობაში. უფრო დიდი მასის ვარსკვლავები უფრო სწრაფად მოიხმარენ წყალბადს: მაგალითად, ვარსკვლავი, რომლის მასა 10-ია მ☉ მოიხმარს წყალბადს 10 7 წელზე ნაკლებ დროში (ნათება პროპორციულია მასის მეოთხე ხარისხთან).

დაბალი მასის ვარსკვლავები

როდესაც წყალბადი იწვის, ვარსკვლავის ცენტრალური რეგიონები ძლიერ შეკუმშულია.

მაღალი მასის ვარსკვლავები

მთავარი მიმდევრობის მიღწევის შემდეგ, მაღალი მასის ვარსკვლავის ევოლუცია (>1.5 მ☉) განისაზღვრება ვარსკვლავის ნაწლავებში ბირთვული საწვავის წვის პირობებით. ძირითადი თანმიმდევრობის ეტაპზე ეს არის წყალბადის წვა, მაგრამ დაბალი მასის ვარსკვლავებისგან განსხვავებით, ბირთვში ნახშირბად-აზოტის ციკლის რეაქციები დომინირებს. ამ ციკლში C და N ატომები ასრულებენ კატალიზატორების როლს. ენერგიის გათავისუფლების სიჩქარე ასეთი ციკლის რეაქციებში პროპორციულია თ 17. ამრიგად, ბირთვში წარმოიქმნება კონვექციური ბირთვი, რომელიც გარშემორტყმულია ზონით, რომელშიც ენერგიის გადაცემა ხდება გამოსხივებით.

დიდი მასის ვარსკვლავების სიკაშკაშე ბევრად აღემატება მზის სიკაშკაშეს და წყალბადი გაცილებით სწრაფად მოიხმარება. ეს იმითაც არის განპირობებული, რომ ასეთი ვარსკვლავების ცენტრში ტემპერატურაც გაცილებით მაღალია.

კონვექციური ბირთვის მატერიაში წყალბადის წილი მცირდება, ენერგიის გამოყოფის სიჩქარე მცირდება. მაგრამ რადგან გათავისუფლების სიჩქარე განისაზღვრება სიკაშკაშით, ბირთვი იწყებს შეკუმშვას და ენერგიის გამოყოფის სიჩქარე მუდმივი რჩება. ამავე დროს, ვარსკვლავი ფართოვდება და გადადის წითელი გიგანტების რეგიონში.

დაბალი მასის ვარსკვლავები

იმ დროისთვის, როდესაც წყალბადი მთლიანად დაიწვება, მცირე მასის ვარსკვლავის ცენტრში წარმოიქმნება პატარა ჰელიუმის ბირთვი. ბირთვში მატერიის სიმკვრივე და ტემპერატურა აღწევს შესაბამისად 10 9 კგ/მ და 10 8 K-ს. წყალბადის წვა ხდება ბირთვის ზედაპირზე. ბირთვში ტემპერატურის მატებასთან ერთად იზრდება წყალბადის დამწვრობის სიჩქარე და იზრდება სიკაშკაშე. გასხივოსნებული ზონა თანდათან ქრება. და კონვექციური ნაკადების სიჩქარის გაზრდის გამო, ვარსკვლავის გარე ფენები იბერება. იზრდება მისი ზომა და სიკაშკაშე – ვარსკვლავი წითელ გიგანტად იქცევა (სურ. 82, II).

მაღალი მასის ვარსკვლავები

როდესაც დიდი მასის ვარსკვლავში წყალბადი მთლიანად ამოიწურება, ბირთვში იწყება სამმაგი ჰელიუმის რეაქცია და ამავე დროს ჟანგბადის წარმოქმნის რეაქცია (3He=>C და C+He=>0). ამავდროულად, წყალბადი იწყებს წვას ჰელიუმის ბირთვის ზედაპირზე. ჩნდება პირველი ფენის წყარო.

ჰელიუმის მარაგი ძალიან სწრაფად ამოიწურება, რადგან აღწერილი რეაქციების დროს, შედარებით მცირე ენერგია გამოიყოფა თითოეულ ელემენტარულ აქტში. სურათი მეორდება და ვარსკვლავში ჩნდება ორი შრის წყარო, ხოლო რეაქცია C+C=>Mg იწყება ბირთვში.

ევოლუციური ბილიკი ძალიან რთული აღმოჩნდება (სურ. 84). ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე ვარსკვლავი მოძრაობს გიგანტების თანმიმდევრობით ან (ძალიან დიდი მასით სუპერგიგანტურ რეგიონში) პერიოდულად ხდება ცეფეი.

ძველი დაბალი მასის ვარსკვლავები

დაბალი მასის ვარსკვლავისთვის, საბოლოოდ, კონვექციური დინების სიჩქარე გარკვეულ დონეზე აღწევს მეორეს. გაქცევის სიჩქარე, ჭურვი იშლება და ვარსკვლავი იქცევა თეთრ ჯუჯად, რომელიც გარშემორტყმულია პლანეტარული ნისლეულით.

ჰერცპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე დაბალი მასის ვარსკვლავის ევოლუციური ბილიკი ნაჩვენებია ნახატზე 83.

დიდი მასის ვარსკვლავების სიკვდილი

მისი ევოლუციის ბოლოს, დიდი მასის ვარსკვლავს აქვს ძალიან რთული სტრუქტურა. თითოეულ ფენას აქვს თავისი ქიმიური შემადგენლობა, ბირთვული რეაქციები ხდება რამდენიმე ფენის წყაროში, ხოლო ცენტრში წარმოიქმნება რკინის ბირთვი (სურ. 85).

რკინით ბირთვული რეაქციები არ ხდება, რადგან ისინი საჭიროებენ ენერგიის ხარჯვას (და არა გამოყოფას). ამრიგად, რკინის ბირთვი სწრაფად იკუმშება, მასში ტემპერატურა და სიმკვრივე იზრდება, აღწევს ფანტასტიკურ მნიშვნელობებს - ტემპერატურა 10 9 K და წნევა 10 9 კგ / მ 3. მასალა საიტიდან

ამ მომენტში იწყება ორი მნიშვნელოვანი პროცესი, რომლებიც მიმდინარეობს ბირთვში ერთდროულად და ძალიან სწრაფად (როგორც ჩანს, წუთებში). პირველი ის არის, რომ ბირთვული შეჯახების დროს რკინის ატომები იშლება 14 ჰელიუმის ატომად, მეორე ის არის, რომ ელექტრონები "დაჭერით" პროტონებად და წარმოქმნიან ნეიტრონებს. ორივე პროცესი დაკავშირებულია ენერგიის შთანთქმასთან და ბირთვში ტემპერატურა (ასევე წნევა) მყისიერად ეცემა. ვარსკვლავის გარე ფენები ცვენას იწყებს ცენტრისკენ.

გარე ფენების დაცემა იწვევს მათში ტემპერატურის მკვეთრ მატებას. წყალბადი, ჰელიუმი და ნახშირბადი იწყებენ წვას. ამას თან ახლავს ნეიტრონების ძლიერი ნაკადი, რომელიც მოდის ცენტრალური ბირთვიდან. შედეგად, ხდება ძლიერი ბირთვული აფეთქება, რომელიც ჩამოაგდებს ვარსკვლავის გარე ფენებს, რომლებიც უკვე შეიცავს ყველა მძიმე ელემენტს, კალიფორნიამდე. თანამედროვე შეხედულებების თანახმად, მძიმე ქიმიური ელემენტების ყველა ატომი (ანუ ჰელიუმზე მძიმე) წარმოიქმნა სამყაროში ზუსტად აფეთქებებში.