არქეს ვარსკვლავთგროვა
ამ სტატიას გრამატიკის, სტილისა და მართლწერის გასწორება სჭირდება. |
ამ სტატიას ან სექციას ვიკიფიცირება სჭირდება ქართული ვიკიპედიის ხარისხის სტანდარტების დასაკმაყოფილებლად. იმ შემთხვევაში, თუ არ იცით, თუ რა არის ვიკიფიცირება, იხ. დახმარების გვერდი. სასურველია ამის შესახებ აცნობოთ იმ მომხმარებლებსაც, რომელთაც მნიშვნელოვანი წვლილი მიუძღვით სტატიის შექმნაში. გამოიყენეთ: {{subst:ვიკიფიცირება/info|არქეს ვარსკვლავთგროვა}} |
ეს სტატია უკატეგორიოა. |
არქეს ვარსკვლავთგროვა არის ყველაზე მკვრივი ცნობილი ვარსკვლავური გროვა ირმის ნახტომში, მისი ცენტრიდან დაახლოებით 100 სინათლის წლის მანძილზე მშვილდოსნის თანავარსკვლავედში (მშვილდოსანი), დედამიწიდან 25000 სინათლის წლის მანძილზე. ის დამოუკიდებლად ნაგატამ 1995 წელს, და კოტერამ 1996 წელს აღმოაჩინეს. ამ რეგიონში მტვრის მიერ უკიდურესად მძიმე ოპტიკური ბუნდოვნების გამო, ვარსკვლავთგროვა ბუნდოვანია ვიზუალურ ზოლებში და შეიმჩნევა რენტგენის, ინფრაწითელ და რადიო ზოლებში. ის შეიცავს დაახლოებით 135 ახალგაზრდა, ძალიან ცხელ ვარსკვლავს, რომლებიც მზეზე მრავალჯერ დიდი და მასიურია, სხვა ათასობით ნაკლებად მასიური ვარსკვლავთან ერთად.
ვარსკვლავთგროვა დაახლოებით ორნახევარი მილიონი წლისაა. მიუხედავად იმისა, რომ უფრო დიდი და მკვრივია, ვიდრე ახლომდებარე ხუთასთა კლასტერი, ის ოდნავ ახალგაზრდაა. მხოლოდ O5-ზე ადრინდელი და უფრო მასიური ვარსკვლავები განვითარდნენ მთავარი მიმდევრობისგან, ხოლო ხუთეულების გროვა მოიცავს რამდენიმე ცხელ სუპერგიგანტს, ასევე წითელ სუპერგიგანტს და სამ მანათობელ ცისფერ ცვლადს .
თაღოვანი გროვის ყველაზე გამორჩეული წევრები არიან ცხელი სპექტრალური ზოლის ვარსკვლავები: ვოლფ-რაიეს ცამეტი ვარსკვლავი, წყალბადით მდიდარი ყველა მასიური ტიპი; და რვა კლასის O ჰიპერგიგანტი . ერთ-ერთი მათგანი დაბნელებული ორობითია ვოლფ-რაიეტის პირველადისა და კლასის O სუპერგიგანტური მეორადთან ერთად. კასეტურიდან რენტგენის გამოსხივება ვარაუდობს, რომ მრავალი სხვა წევრი ასევე იმყოფება მჭიდრო ორობით სისტემებში ორი ცხელი მანათობელი წევრით, მაგრამ მცირე მტკიცებულებაა იმისა, რომ ამ ვარსკვლავების ევოლუციაზე გავლენას ახდენს ორობითი მასის გაცვლა. სპექტრული კლასები და მათი თვისებები შეუფერხებლად ერწყმის ძირითადი მიმდევრობიდან ნორმალურ O კლასის გიგანტებსა და სუპერგიგანტებს, O კლასის ჰიპერგიგანტებს, სავარაუდო ყველაზე განვითარებულ ვოლფ-რაიეტებს. ერთი ვარსკვლავი შუალედურია WN8-9h და O4-6 Ia + შორის. არ არსებობს უფრო მაგარი განვითარებული ვარსკვლავები.
როჩესტერის ტექნოლოგიური ინსტიტუტის ასტრონომის, დონალდ ფიგერის ნაშრომი ვარაუდობს, რომ 150 მზის მასა ( M ☉ ) არის ვარსკვლავური მასის ზედა ზღვარი სამყაროს ამჟამინდელ ეპოქაში. მან გამოიყენა ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპი თაღების გროვაში დაახლოებით ათასი ვარსკვლავის დასაკვირვებლად და არ აღმოაჩინა ამ ზღვარზე მეტი ვარსკვლავი, მიუხედავად სტატისტიკური მოლოდინისა, რომ რამდენიმე უნდა ყოფილიყო. თუმცა, შემდგომმა კვლევებმა აჩვენა ვარსკვლავების გამოთვლილი მასების ძალიან მაღალი მგრძნობელობა გადაშენების კანონებზე, რომლებიც გამოიყენება მასის წარმოშობისთვის, რამაც შეიძლება გავლენა მოახდინოს მასის ზედა ზღვარზე დაახლოებით 30%-ით სხვადასხვა გადაშენების კანონების გამოყენებით (შესაძლოა 150 წლიდან. დაახლოებით 100 მდე ). 150 მზის მასის ზღვარი ადრე იქნა გამოყვანილი კარსტენ ვეიდნერისა და პაველ კრუპას მიერ გროვა R136- ზე დაკვირვების გამოყენებით.
| B=ბლუმი F=ფიგერი | WR# | სპექტრული ტიპი | განათება (თარგი:Solar luminosity) | ტემპერატურა (ეფექტური, კელვინი) | მასა (თარგი:Solar mass) | რადიუსი (თარგი:Solar radius) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| B1 | 102bc | WN8-9h | 891,000 | 31,700 | 50 - 60 | 32 |
| F1 | 102ad | WN8-9h | 2,000,000 | 33,200 | 101 - 119 | 43 |
| F2 | 102aa | WN8-9h O5-6 Ia+ |
1,000,000 | 33,500 | 80 60 |
30 |
| F3 | 102bb | WN8-9h | 1,260,000 | 29,600 | 52 - 63 | 43 |
| F4 | 102al | WN7-8h | 2,000,000 | 36,800 | 66 - 76 | 35 |
| F5 | 102ai | WN8-9h | 891,000 | 32,100 | 31 - 36 | 31 |
| F6 | 102ah | WN8-9h | 2,240,000 | 33,900 | 101 - 119 | 44 |
| F7 | 102aj | WN8-9h | 2,000,000 | 32,900 | 86 - 102 | 44 |
| F8 | 102ag | WN8-9h | 1,260,000 | 32,900 | 43 - 51 | 35 |
| F9 | 102ae | WN8-9h | 2,240,000 | 36,600 | 111 - 131 | 38 |
| F10 | 102ab | O7-8 Ia+ | 891,000 | 32,200 | 55 - 69 | 24 |
| F12 | 102af | WN7-8h | 1,580,000 | 36,900 | 70 - 82 | 31 |
| F14 | 102ba | WN8-9h | 1,000,000 | 34,500 | 54 - 65 | 28 |
| F15 | O6-7 Ia+ | 1,410,000 | 35,600 | 80 - 97 | 32 | |
| F16 | 102ak | WN8-9h | 794,000 | 32,200 | 46 - 56 | 29 |
| F17 | 102ac | O5-6 Ia+ | ||||
| F18 | O4-5 Ia+ | 1,120,000 | 36,900 | 67 - 82 | 26 | |
| F20 | O4-5 Ia | 794,000 | 38,200 | 47 - 57 | 21 | |
| F21 | O4-6I | 891,000 | 35,800 | 56 - 70 | 25 | |
| F22 | O4-6I | 630,000 | 35,800 | 41 - 53 | 21 | |
| F23 | O4-6I | 630,000 | 35,800 | 41 - 52 | 21 | |
| F25 | O4-5I | 851,000 | 40,000 | 19 | ||
| F26 | O4-6I | 707,000 | 39,800 | 45 - 57 | 18 | |
| F28 | O4-6I | 891,000 | 39,800 | 57 - 72 | 20 | |
| F29 | O4-6I | 562,000 | 35,700 | 36 - 45 | 20 | |
| F32 | O4-6I | 707,000 | 40,800 | 47 - 59 | 17 | |
| F33 | O4-6I | 707,000 | 39,800 | 45 - 57 | 18 | |
| F34 | O4-6I | 562,000 | 38,100 | 36 - 46 | 18 | |
| F35 | O4-6I | 501,000 | 33,800 | 34 - 43 | 21 | |
| F40 | O4-5 Ia+ | 562,000 | 39,500 | 57 - 72 | 16 |