ვარსკვლავი: განსხვავება გადახედვებს შორის
| [შემოწმებული ვერსია] | [შემოწმებული ვერსია] |
შიგთავსი ამოიშალა შიგთავსი დაემატა
No edit summary |
No edit summary |
||
ხაზი 303:
* ''დაბალი მასის ვარსკვალვები (მზის ჩათვლით)'' 0,5-1,8/2,2 მზის მასით (დამოკიდებულია შედგენილობაზე). ასეთი ვარსკვლავი შედის აგგ-ში, სადაც ის წარმოქმნის გადაგვარებულ ჰელიუმის ბირთვს.
* ''შუალედური მასის ვარსკვლავი'' გადის ჰელიუმის სინთეზს და წარმოქმნის გადაგვარებულ [[ნახშირბადი|ნახშირბად]]-[[ჟანგბადი|ჟანგბადის]] ბირთვს. მასიური ვარსკვლავების მინიმალური მასა შეიძლება 7-10 [[მზის მასა]] იყოს, მაგრამ შეიძლება 5-6 მზის მასასაც გაუტოლდეს. ამ ვარსკვლავებში მიმდინარეობს ნახშირბადის სინთეზი, მათი სიცოცხლე კი ბირთვული ჩაშლით გამოწვეული [[ზეახალი ვარსკვლავი|ზეახლის ანთებით]] მთავრდება.
===პროტოვარსკვლავის წარმოქმნა===
ხაზი 366:
}}</ref> მაგალითისთვის, მეცნიერთა გამოთვლით, [[მზე|მზის]] სიკაშკაშე 40%-ით გაიზარდა მას შემდეგ, რაც ის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი გახდა 4,6 მილიარდი წლის წინ.<ref name=sun_future />
ყოველი ვარსკვლავი წარმოქმნის ნაწილაკების [[ვარსკვლავური ქარი|ვარსკვლავურ ქარს]], რომელიც იწვევს გაზის უწყვეტ გამოდენას კოსმოსში. ვარსკვლავთა უმეტესობისთვის მასის დაკარგვა უმნიშვნელოა. მზე წელიწადში 10<sup>−14</sup> [[მზის მასა|მზის მასას]] კარგავს,<ref>
{{cite journal | display-authors=1
| last1=Wood | first1=B. E. | last2=Müller | first2=H.-R.
ხაზი 452:
====მასიური ვარსკვლავები====
ვარსკვლავი 9 [[მზის მასა|მზის მასაზე]] მეტი მასით, ჰელიუმის წვის ფაზისას ფართოვდება და წარმოიქმნება [[წითელი ზეგიგანტი]]. როგორც კი ბირთვში ეს საწვავი ამოიწურება, ვარსკვლავი აგრძელებს ჰელიუმზე მძიმე ელემენტების სინთეზს.
ბირთვი იქამდე იკუმშება, სანამ [[ტემპერატურა]] და [[წნევა]] [[ნახშირბადი|ნახშირბადის]] სინთეზისთვის არ იქნება საკმარისი. ეს პროცესი გრძელდება თანმიმდევრული საფეხურებით: [[ნეონი|ნეონით]], [[ჟანგბადი|ჟანგბადითა]] და [[სილიკონი|სილიკონით]]. ვარსკვლავის სიცოცხლის დასასრულს, სინთეზი გრძელდება ხახვის გარსისებრი სერიებით: თითოეული შრე განსხვავებული ელემენტის სინთეზირებას ახდენს, ხოლო ყველაზე კიდურა გარსი — წყალბადს, შემდეგი — ჰელიუმს და ა.შ. <ref>
ხაზი 460:
====კოლაფსი====
როცა ვარსკვლავის ბირთვი იკუმშება, გამოსხივების ინტენსივობა ზედაპირიდან იზრდება, რაც წარმოქმნის ისეთ გამოსხივებით წნევას გაზის გარე გარსზე, რომ ის გამოაგდებს ამ ფენებს, შედეგად კი [[პლანეტარული ნისლეული]] წარმოიქმნება. გარე ატმოსფეროს გამოფრქვევის შემდეგ რაც დარჩა, ის თუ 1,4 [[მზის მასა|მზის მასაზე]] ნაკლებია, იკუმშება შედარებით პაწაწინა ობიექტად, დაახლოებით დედამიწის ზომამდე, რომელსაც [[თეთრი ჯუჯა]] ეწოდება. თეთრ ჯუჯას არ აქვს საკმარისი [[მასა]] უფრო მძლავრი [[გრავიტაცია|გრავიტაციული]] შეკუმშვა რომ წარმართოს.<ref>
{{cite journal | last1=Liebert | first1=J. | title=White dwarf stars | journal=Annual review of astronomy and astrophysics | year=1980 | volume=18 | issue=2 | pages=363–398 | bibcode=1980ARA&A..18..363L | doi = 10.1146/annurev.aa.18.090180.002051}}
</ref> [[ელექტრონგადაგვარებული მატერია]] თეთრ ჯუჯაში აღარაა [[პლაზმა]], მიუხედავად იმისა, რომ ასეთი ვარსკვალვები პლაზმის სფეროებად ითვლება. საბოლოოდ, თეთრი ჯუჯა ძალიან გრძელი პერიოდის განმავლობაში [[შავი ჯუჯა|შავ ჯუჯად]] გადაიქცევა.
ხაზი 482:
| publisher=Goddard Space Flight Center
| accessdate=2006-07-16 }}
</ref> შემდეგ აქ რჩება [[ნეიტრონული ვარსკვლავი]] (რომელიც ზოგჯერ პულსარად ან რენტგენის სხივების მფრქვეველად იქცევა) ან უდიდესი ვარსკვლავების შემთხვევაში (იმდენად დიდი, რომ 4 [[მზის მასა|მზის მასაზე]] მეტი მასის ნარჩენი დატოვოს), [[შავი ხვრელი]].<ref>
{{cite journal | last1=Fryer | first1=C. L. | title=Black-hole formation from stellar collapse | journal=Classical and Quantum Gravity | year=2003 | volume=20 | issue=10 | pages=S73–S80 | doi = 10.1088/0264-9381/20/10/309 | bibcode=2003CQGra..20S..73F}}
</ref> ნეიტრონულ ვარსკვლავში მატერია ე. წ. [[ნეიტრონგადაგვარებული მატერია|ნეიტრონგადაგვარებულ]] მდგომარეობაში იმყოფება. გადაგვარებული მატერიის უფრო ეგზოტიკური ფორმა, [[QCD მატერია]], შესაძლებელია ბირთვში არსებობს. შავ ხვრელში კი მატერია იმ მდგომარეობაშია, რომელიც ჯერჯერობით არ არის ცნობილი.
ხაზი 643:
===მასა===
ერთ-ერთი ყველაზე მასიური ვარსკვლავი არის [[Eta Carinae]]<ref>{{cite journal | first = Nathan | last = Smith | year = 1998 | url = http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | title = The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender | publisher = Astronomical Society of the Pacific | journal=Mercury Magazine | volume=27 | page=20 | accessdate = 2006-08-13 }}</ref> 100-150 მზის მასით, რომლის სიცოცხლის ხანგრძლივობა მხოლოდ რამდენიმე მილიონი წელიწადი იქნება. [[თაღების გროვა|თაღების გროვის]] კვლევამ აჩვენა, რომ 150 [[მზის მასა]] ვარსკვლავებისთვის ზედა ზღვარია [[სამყარო]]ს მიმდინარე ხანაში.<ref>{{cite news
| title=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy
| publisher=NASA News | date=March 3, 2005 | url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html
ხაზი 915:
ვარსკვლავის შიგნეულობაში [[გამომსხივებელი ზონა]] არის რეგიონი, სადაც რადიაციული ტრანსფერი საკმარისად მარგია იმისათვის, რომ ენერგიის დინება შეიქმნას. ამ რეგიონში [[პლაზმა]] არ აღელდება და ნებისმიერი მასური მოძრაობა სამუდამოდ დაიღუპება. თუმცა, თუ ასე არაა საქმე, მაშინ პლაზმა არასტაბილური გახდება და მოხდება [[კონვექცია]], რაც [[კონვექციური ზონა|კონვექციურ ზონას]] წარმოქმნის. მაგალითად, ასეთი რამ შეიძლება მოხდეს იქ, სადაც ძალიან მაღალი ენერგიის დინებაა, როგორიცაა ბირთვთან ახლო რეგიონი.<ref name="Schwarzschild" />
მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის გარე გარსში კონვექციის მოხდენა დამოკიდებულია [[მასა]]ზე. რამდენიმე მზის მასის მქონე ვარსკვლავებს [[კონვექციური ზონა]] შიგნეულობის სიღრმეებში აქვს და გამომსხივებელი ზონა კი — გარე ფენებეში. უფრო მცირე ვარსკვლავებს, როგორიც [[მზე]]ა, პირიქით აქვს — კონვექციური ზონა გარე ფენებშია მოთავსებული.<ref name="imagine">{{cite web | date =2006-09-01 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | title = What is a Star? | publisher = NASA | accessdate = 2006-07-11 }}</ref> [[წითელი ჯუჯა|წითელი ჯუჯები]], რომელთა მასა 0,4 [[მზის მასა|მზის მასაზე]] ნაკლებია, კონვექციურია მთელი მასშტაბით, რაც ხელს უშლის [[ჰელიუმი]]ს ბირთვის წარმოქმნას.<ref name="late stages" /> ვარსკვლავთა უმეტესობისთვის კონვექციური ზონა დროთა განმავლობაში იცვლება, რადგან ის ასაკში შედის და შიგნეულობის აგებულება იცვლება.<ref name="Schwarzschild" />
[[File:მზის აგებულება.jpeg|მინი|ამ დიაგრამაზე ნაჩვენებია მზის აგებულება. ''[[ნასა]]ს სურათი'']]
ხაზი 982:
უფრო მასიურ ვარსკვლავებში ჰელიუმი წარმოიქმნება [[ნახშირბად-აზოტ-ჟანგბადის ციკლი]]თ.
განვითარებულ ვარსკვლავებში, რომელთა მასა 0,5-დან 10 [[მზის მასა|მზის მასამდე]] აღწევს და ტემპერატურა ბირთვში 100 მილიონი კელვინია, ჰელიუმი ნახშირბადად სამმაგი ალფა პროცესის შედეგად გარდაიქმნება, რომელიც იყენებს შუამავალ ელემენტს — [[ბერილიუმი|ბერილიუმს]]:
:<sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keV → [[ბერილიუმის იზოტოპები|<sup>8*</sup>Be]]
| |||