ვარსკვლავი: განსხვავება გადახედვებს შორის

[შემოწმებული ვერსია][შემოწმებული ვერსია]
შიგთავსი ამოიშალა შიგთავსი დაემატა
ხაზი 529:
===ასაკი===
 
ვარსკვლავთა უმეტესობა 1-დან 10 მილიარდამდე წლისაა. ზოგი ვარსკვლავი შეიძლება 13,8 მილიარდი წლისაც კი იყოს ([[სამყარო|ხილული სამყაროს]] ასაკის). აქამდე აღმოჩენილთა შორის უხუცესი ვარსკვლავი [[HD 140283]], ზედმეტსახელად „მათუსელას„მათუსალას ვარსკვლავი“, 14,46 ± 0.8 მილიარდი წლისაა <ref name=Bond-140283 /> (გამოთვლის განუსაზღვრელობის გამო ვარსკვლავის ეს ასაკი სამყაროს ასაკთან უთანხმოებას არ იწვევს, რადგან პლანკის სატელიტის გამოთვლით სამყარო 13,798 ± 0,037 მილიარდი წლისაა<ref name=Bond-140283 />).
 
რაც უფრო მასიურია ვარსკვლავი, მით მცირეა მისი სიცოცხლის ხანგრძლივობა, რადგან მასიურ ვარსკვლავს ბირთვში ბევრად მძლავრი [[წნევა]] აქვს, რაც [[წყალბადი|წყალბადის]] სწრაფ დაწვას იწვევს. ყველაზე მასიური ვარსკვლავების საშუალო სიცოცხლის ხანგრძლივობა რამდენიმე მილიონი წელიწადია, ხოლო ყველაზე მცირე მასის მქონე ვარსკვლავები ([[წითელი ჯუჯა|წითელი ჯუჯები]]) იმდენად ნელა მოიხმარს საწვავს, რომ მათი სიცოცხლის ხანგრძლივობა ათობით და ასობით მილიარდი წელიწადია.<ref>{{cite web
ხაზი 553:
| title=Astrophysics: Decoding the Cosmos
| publisher=John Wiley and Sons | isbn=0-470-01306-0
| page=78 }}</ref> (მძიმე ელემენტების მცირე ნაწილით). ჩვეულებრივ, მძიმე ელემენტების პორცია იზომება ვარსკვლავის ატმოსფეროში არსებული რკინის შიგთავსით, რადგან [[რკინა]] გავრცელებული ელემენტია და მისი [[შთანთქმის ხაზები]]ს გაზომვა შედარებით ადვილია. რადგან მოლეკულური ღრუბლები, სადაც ახალი ვარსკვლავები ფორმირდება, მძიმე ელემენტებითაა გაჯერებული, ვარსკვლავის ქიმიური შედგენილობის დადგენით ვარსკვლავის ასაკს ადვილად გამოვთვლით.<ref>{{cite web
| date =2006-09-12 | url = http://www.eso.org/public/news/eso0634/
| title = A "Genetic Study" of the Galaxy
| publisher = ESO | accessdate = 2006-10-10 }}</ref> მძიმე ელემენტების პორცია, ასევე, შეიძლება იყოს იმ ალბათობის მაჩვენებელი, აქვს თუ არა ვარსკვლავს პლანეტარული სისტემა..<ref>{{cite journal | last1=Fischer | first1=D. A.
| last2=Valenti | first2=J. | title=The Planet-Metallicity Correlation
| journal=The Astrophysical Journal | year=2005 | volume=622 | issue=2
ხაზი 579:
[[File:Shedareba.jpg|მარცხნივ|მინი|ვარსკვლავები ზომებში ძალიან განსხვავდება. ფოტოზე ხედავთ, როგორი სხვაობაა ვარსკვლავების და პლანეტების ზომებს შორის და, ასევე, ვარსკვლავების ზომებს შორის (უდიდესსა და უმცირესს შორის განსაკუთრებით).]]
 
ვარსკვლავების [[დედამიწა|დედამიწიდან]] უზარმაზარი დაშორების გამო, ყველა ვარსკვლავი, [[მზე|მზის]] გარდა, შეუიარაღებელი თვალისთვის ღამის ცაზე მნათ წერტილებად ჩანს, რომელიც ციმციმებს [[დედამიწის ატმოსფერო]]ს ეფექტის გამო. [[მზე]]ც ვარსკვლავია, მაგრამ ის საკმარისად ახლოსაა დედამიწასთან, რომ დისკოდ გამოჩნდეს და დღის შუქი უზრუნველყოს. ვარსკვლავი ყველაზე დიდი ხილული ზომით არის [[R Doradus]], რომლის [[კუთხური დიამეტრი]] 0,057 [[არკწამი]]ა.<ref>{{cite news
| title=The Biggest Star in the Sky | publisher=ESO
| date=March 11, 1997 | url=http://www.eso.org/public/news/eso9706/
ხაზი 592:
| bibcode=1995JApAS..16..332R }}</ref>
 
ვარსკვლავების ზომების მრავალფეროვნება [[ნეიტრონული ვარსკვლავი|ნეიტრონული ვარსკვლავიდან]] იწყება, რომლის დიამეტრი 20 კმ-დან 40 კმ-მდე იცვლება, და მთავრება ზეგიგანტებით, როგორიცაა [[ბეტელგეიზებეთელჰეიზე]] [[ორიონის ნისლეული|ორიონის ნისლეულში]], რომლის დიამეტრი მზისას 650-ჯერ აღემატება — დაახლოებით 900 000 000 კილომეტრი. თუმცა, ბეტელგეიზესბეთელჰეიზეს მზეზე ბევრად დაბალი [[სიმკვრივე]] აქვს.<ref>{{cite web
| last=Davis | first=Kate | date=December 1, 2000
| url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml
ხაზი 688:
===ბრუნვა===
 
ვარსკვლავის ბრუნვის ტემპის განსაზღვრა [[სპექტროსკოპი|სპექტროსკოპული]] დაკვირვებებითაა შესაძლებელი, ან უფრო ზუსტად განსასაზღვრად, ვარსკვლავთლაქების ბრუნვის ტემპის მონიტორინგია საჭირო. ახალგაზრდა ვარსკვლავებს ძალიან სწრაფი ბრუნვის ტემპი აქვს, რომელიც 100 კმ/წმ-ს აღემატება ეკვატორზე. B კლასის ვარსკვლავ [[ალფა ერიდანი]]ს ეკვატორული ბრუნვის სიჩქარე, დაახლოებით, 225 კმ/წმ ან მეტია, რაც იწვევს მისი ეკვატორის დიამეტრის გახრდას, ამის შედეგად კი მისი ეკვატორული დიამეტრი 50%-ით დიდი ხდება, ვიდრე მანძილი პოლუსებს შორის. ბრუნვის ასეთი ტემპი კრიტიკულ 300 კმ/წმ-მდე ოდნავ მცირეა. ამ სიჩქარეზე ვარსკვლავი შუაზე იხლიჩება.<ref>{{cite news
| title=Flattest Star Ever Seen | publisher=ESO
| date=June 11, 2003 | url=http://www.eso.org/public/news/eso0316/
ხაზი 759:
}}</ref>
 
ზედაპირული ლაქა, შედარებით დაბალი ტემპერატურითა და სიკაშკაშით, ვარსკვლავთლაქად მოიხსენიება. პატარა, ჯუჯა ვარსკვლავებს, როგორიც ჩვენი [[მზე]]ა, ძირითადად მცირე ვარსკვლავთლაქებიანი დისკო აქვს. უფრო დიდ, გიგანტ ვარსკვლავებს კი ბევრად დიდი, უფრო აშკარა ვარსკვლავთლაქები<ref name="Michelson Starspots">{{cite journal | last1=Michelson | first1=A. A. | last2=Pease | first2=F. G. | title=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo | journal=Living Reviews in Solar Physics | publisher=Max Planck Society | year=2005 | url=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/ }}</ref> და, ასევე, აქვს ძლიერი ვარსკვლავური [[დისკოსებრი დაბნელება]]. ეს უკანასკნელი არის ეფექტი, რომლის დროსაც ვარსკვლავის შუაგული უფრო კაშკაშა ჩანს, ვიდრე გვერდები.<ref>{{cite journal | last1=Manduca | first1=A. | last2=Bell | first2=R. A. | last3=Gustafsson | first3=B. | title=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres | journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61 | issue=6 | pages=809–813 | bibcode=1977A&A....61..809M }}</ref><ref>{{cite journal | last1=Chugainov | first1=P. F. | title=On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars | journal=Information Bulletin on Variable Stars | year=1971 | volume=520 | pages=1–3 | bibcode=1971IBVS..520....1C }}</ref>
 
===ვარსკვლავიერი სიდიდე===
მოძიებულია „https://ka.wikipedia.org/wiki/ვარსკვლავი“-დან