ვარსკვლავი: განსხვავება გადახედვებს შორის
| [შემოწმებული ვერსია] | [შემოწმებული ვერსია] |
შიგთავსი ამოიშალა შიგთავსი დაემატა
No edit summary |
მ clean up, replaced: ვენერა (პლანეტა) → ვენერა, მარსი (პლანეტა) → მარსი (2), ურანი (პლანეტა) → ურანი, ნეპ using AWB |
||
ხაზი 4:
[[File:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|მინი|ხელოვნური ფერებით აწყობილი მზის სურათი — [[G ტიპის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი]], უახლოესი [[დედამიწა]]სთან.]]
'''ვარსკვლავი''' — [[პლაზმა|პლაზმის]] მასიური და კაშკაშა სფერო, რომელიც თავისივე [[გრავიტაცია|გრავიტაციითაა]] შეკავებული. [[დედამიწა|დედამიწასთან]] მდებარე უახლოესი ვარსკვლავი [[მზე|მზეა]], რომელიც [[პლანეტა|პლანეტის]] ძირითადი [[ენერგია|ენერგიის]] წყაროა. დედამიწიდან ღამით ზოგიერთი სხვა ვარსკვლავიც ჩანს; ისინი პატარა წერტილებად ჩნდება ცაზე, რადგან დედამიწიდან ძალიან შორ მანძილზე მდებარეობს. ისტორიულად, ყველაზე ცნობილი ვარსკვლავები დაჯგუფებული იყო [[თანავარსკვლავედები|თანავარსკვლავედებად]] და [[ასტერიზმი (ასტრონომია)|ასტერიზმებად]], კაშკაშა ვარსკვლავებმა კი თავიანთი შესაფერისი სახელები მიიღო. ვარსკვლავთა ვრცელი კატალოგი ასტრონომებმა შექმნეს, რომელიც სტანდარტიზირებულ ვარსკვლავურ აღნიშვნებს უზრუნველყოფს.
ვარსკვლავი [[წყალბადი|წყალბადისა]] და [[ჰელიუმი|ჰელიუმის]] [[ვარსკვლავი#თერმობირთვული სინთეზის გზები|თერმობირთვული სინთეზის]] (რომელიც მის ბირთვში მიმდინარეობს) წყალობით ანათებს და გამოყოფს ენერგიას, რომელიც ვარსკვლავის შიდა ნაწილს გაივლის და შემდეგ გარე კოსმოსში გამოსხივდება. როგორც კი წყალბადი ბირთვში გამოილევა, ბუნებრივად არსებული, ჰელიუმზე მძიმე თითქმის ყველა ელემენტი წარმოიქმნება ვარსკვლავური თერმობირთვული სინთეზის დროს, ხოლო ზოგიერთ ვარსკვლავში კი [[ზეახალი ვარსკვლავი|ზეახლად]] ანთებისას დაწყებული თერმობირთვული სინთეზით. სიცოცხლის დასასრულს ვარსკვლავი შეიცავს გადაგვარებულ მატერიას. ასტრონომებს ვარსკვლავის მოძრაობაზე, სიკაშკაშესა და სპექტრზე დაკვირვებით შეუძლიათ განსაზღვრონ [[მასა]], ასაკი, ქიმიური შედგენილობა და მისი სხვა მრავალი თვისება. ვარსკვლავის მთლიანი მასა მისი ევოლუციისა და საბოლოო ბედის მთავარი განმსაზღვრელია. სხვა მახასიათებლები, როგორებიცაა [[ტემპერატურა]] და [[დიამეტრი]], მისი სიცოცხლის განმავლობაში იცვლება, ხოლო ვარსკვლავის გარემო კი მის ბრუნვასა და მოძრაობაზე დიდად მოქმედებს. ვარსკვლავების ტემპერატურისა და სიკაშკაშის ერთმანეთზე დამოკიდებულებით დალაგდა ვარსკვლავები, რომელსაც „[[ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამა]]“ ეწოდება, მოკლედ კი ჰ-რ დიაგრამით მოიხსენიებენ. ეს კი საშუალებას იძლევა, მნათობის ასაკი და ევოლუციური მდგომარეობა განისაზღვროს.
ვარსკვლავის სიცოცხლე იწყება წყალბადით, ჰელიუმითა და მცირე რაოდენობით მძიმე ელემენტებით გაჯერებული გაზური ნისლეულის გრავიტაციული კოლაფსით (ჩაშლით). როცა ვარსკვლავის ბირთვი საკმარისად მკვრივია, წყალბადი ჰელიუმად თერმობირთვული სინთეზით გადაიქცევა და ამ პროცესისას უზარმაზარი ენერგია გამოიყოფა.<ref name="sunshine">{{cite web
ხაზი 13:
| url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html
| title = How the Sun Shines | publisher = Nobel Foundation
| accessdate = 2006-08-30 }}</ref> ვარსკვლავის შიგნეულობის ნარჩენს ენერგია ბირთვიდან გარეთ გამოაქვს რადიაციული და კონვექციური პროცესების კომბინაციით. ვარსკვლავის შიდა წნევა გრავიტაციას ხელს უშლის, რომ ჩაშალოს ის. როგორც კი [[წყალბადი]] ბირთვში ამოიწურება, ვარსკვლავი, სულ ცოტა მზის 0,4-ის ტოლი მასით,
| last = Richmond | first = Michael
| url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
ხაზი 46:
[[ფაილი:LeoCC-ka.jpg|მინი|[[ლომის თანავარსკვლავედი]] ისეა გამოსახული, როგორც შეუიარაღებელი თვალით ჩანს. ხაზები ხელოვნურადაა დამატებული.]]
ისტორიულად, ვარსკვლავები ცივილიზაციებისთვის მნიშვნელოვან როლს თამაშობდა მთელი მსოფლიოს მასშტაბით. ისინი რელიგიური რიტუალების ნაწილი იყო და გამოიყენებოდა ციური ნავიგაციისა და ორიენტაციისათვის. ძველ ასტრონომებს სჯეროდათ, რომ ვარსკვლავები სამარადჟამოდ უცვლელად იყო მიბმული ციურ სფეროზე. ასტრონომებმა პირობითად დააჯგუფეს ვარსკვლავები თანავარსკვლავედებად და მათ იყენებდნენ პლანეტათა მოძრაობის დასადგენად და მზის პოზიციის გასარკვევად.
| last=Tøndering | first=Claus
| url=http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html
ხაზი 58:
| year=2000 | volume=42 | issue=3 | pages=159–179
| url=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp
| accessdate=2007-10-21 | doi=10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x|bibcode = 2000Cent...42..159V }}</ref>. ყველაზე ადრეული ვარსკვლავური კატალოგი [[მესოპოტამია|მესოპოტამიის]] ბაბილონელმა ასტრონომებმა მეორე ათასწლეულის მიწურულს შექმნეს.
| last=North | first=John | year=1995
| title=The Norton History of Astronomy and Cosmology
ხაზი 70:
| title=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics
| bibcode=2000eaa..bookE3440
| isbn=0-333-75088-8 }}</ref> [[ჰიპარქე|ჰიპარქეს]] ვარსკვლავურ კატალოგში 1020 ვარსკვლავი შედის და [[პტოლემე|პტოლემეს]] ვარსკვლავურ კატალოგთან აიგივებენ.
| first=Gerd | last=Grasshoff | year=1990
| title=The history of Ptolemy's star catalogue
ხაზი 79:
| accessdate=2009-06-02 }}</ref> თანავარსკვლავედების და ვარსკვლავების სახელები, რომლებიც დღეს გამოიყენება, ბერძნული ასტრონომიიდან მომდინარეობს.
ცის უცვლელობის მიუხედავად, [[ჩინელები|ჩინელმა]] ასტრონომებმა იცოდნენ, რომ ახალი ვარსკვლავების დაბადება შესაძლებელი იყო.
| last1=Clark | first1=D. H. | last2=Stephenson | first2=F. R.
| title=The Historical Supernovae
ხაზი 87:
| date=June 29, 1981 | location=Cambridge, England
| bibcode=1982sscr.conf..355C
}}</ref> ახ. წ. 185 წელს, ისინი ზეახლის პირველი დამკვირვებლები და აღმწერები იყვნენ. ზეახლის სახელია [[SN 185]]. ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავური მოვლენა, რომელიც ისტორიაში ჩაიწერა, იყო ზეახალი [[SN 1006]],
| last1=Zhao | first1=Fu-Yuan | last2=Strom | first2=R. G. | last3=Jiang | first3=Shi-Yang
| title=The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova
| journal=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics
| year=2006 | volume=6 | issue=5 | pages=635–640 | doi=10.1088/1009-9271/6/5/17 |bibcode = 2006ChJAA...6..635Z }}</ref> რომელიც 1006 წელს დაიმზირებოდა და ეგვიპტელმა ასტრონომმა ალი იბნ რიდუანმა და რამდენიმე ჩინელმა ასტრონომმა აღწერა.
| date=March 5, 2003
| url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
| title=Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star
| publisher=NAOA News | accessdate=2006-06-08 }}</ref> ზეახალი [[SN 1054]], რომელმაც [[კიბორჩხალის ნისლეული]] წარმოქმნა, ასევე, ჩინელი და მუსლიმი ასტრონომების მიერ დაიმზირებოდა.
| last1=Frommert | first1=Hartmut | last2=Kronberg | first2=Christine
| date=August 30, 2006 | work=SEDS
ხაზი 119:
| bibcode=1983Obs...103..106B }}</ref>
[[შუა საუკუნეები|შუა საუკუნეების]] მუსლიმმა ასტრონომებმა მრავალ ვარსკვლავს არაბული სახელები დაარქვეს, რომლებიც დღესაც გამოიყენება. მათ გამოიგონეს მრავალი ასტრონომიული ინსტრუმენტი, რომლებსაც შეეძლო გამოეთვალა ვარსკვლავების ადგილმდებარეობა. მათ ააშენეს პირველი დიდი კვლევითი ობსერვატორიის ინსტიტუტი ძირითადად იმისათვის, რომ შეექმნათ „ზიჯის“ ვარსკვლავური კატალოგები.
|last=Kennedy |first=Edward S. |year=1962
|title=Review: ''The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory'' by Aydin Sayili
|journal=[[Isis (journal)|Isis]] |volume=53
|issue=2 |pages=237–239 |doi=10.1086/349558 }}</ref> მათ შორის იყო „უძრავი ვარსკვლავების წიგნი“, რომელიც [[სპარსელები|სპარსელმა]] ასტრონომმა აბდ ალ-რაჰმან ალ-სუფიმ შეადგინა. ის აკვირდებოდა ვარსკვლავებს, ვარსკვლავთგროვებსა (ვარსკვლავ [[Omicron Velorum]]-ისა და [[Brocchi]]-ს გროვის ჩათვლით) და გალაქტიკებს ([[ანდრომედას გალაქტიკა|ანდრომედას გალაქტიკის]] ჩათვლით).
| title=Messier's nebulae and star clusters
| url=http://books.google.cz/books?id=IuhLR35I9QUC&pg=&dq#v=onepage&q=&f
ხაზი 130:
| year=1991 | isbn=0-521-37079-5 | page=1 }}</ref>
იოზეფ პუგის თანახმად, [[ანდალუზია|ანდალუზიელმა]] ასტრონომმა იბნ ბაჯაჰმა ივარაუდა, რომ „[[ირმის ნახტომი]]“ მრავალი ვარსკვლავისგან შედგებოდა, რომლებიც თითქმის ერთმანეთთან იყო მიკრული და ჩანდა უწყვეტ სურათად, რომელიც გამოწვეული იყო სუბლუნარული მატერიის გარდატეხის ეფექტისგან. მან თავისი დაკვირვების დასამტკიცებლად გამოიყენა მტკიცებულება [[იუპიტერი|იუპიტერისა]] და [[მარსი
| first=Josep Puig | last=Montada
| title=Ibn Bajja | publisher=[[Stanford Encyclopedia of Philosophy]]
ხაზი 139:
| title=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy
| publisher=NASA HEASARC | accessdate=2006-08-24
}}</ref> ეს იდეა ბევრად ადრე წამოაყენეს უძველესმა ბერძენმა ფილოსოფოსებმა, [[დემოკრიტე|დემოკრიტემ]] და [[ეპიკურე|ეპიკურემ]],
| first1=Peter | last1=Greskovic | first2=Peter | last2=Rudy
| date=July 24, 2006 | url = http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/
ხაზი 148:
| volume=39 | issue=4 | year=1995
| pages=395–403 [402]
| doi=10.1016/0083-6656(95)00033-X |bibcode = 1995VA.....39..395A }}</ref> და შუა საუკუნეების მუსლიმმა კოსმოლოგებმა, როგორიც იყო [[ალ-დინ ალ-რაზი]].
| title=Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey
| first=Adi | last=Setia | journal=Islam & Science
ხაზი 169:
| doi=10.1038/001331a0 | volume=1 |bibcode = 1870Natur...1..331P }}</ref> უილიამ ჰერშელმა სხვა მიღწევებთან ერთად თავის აღმოჩენაში შენიშნა, რომ ზოგი ვარსკვლავი მარტივად არ მდებარეობს იმავე ხედვის ხაზზე. ისინი ფიზიკური კომპანიონებია, რომლებიც ორმაგ ვარსკვლავურ სისტემებს აყალიბებს.
ვარსკვლავური სპექტროსკოპიის მეცნიერება პირველად [[იოზეფ ფონ ფრაუნჰოფერი|იოზეფ ფონ ფრაუნჰოფერმა]] და [[ანჯელო სეკი|ანჯელო სეკიმ]] შემოიტანეს. სხვა ვარსკვლავების, მაგალითად „[[სირიუსი]]ს“, სპექტრის [[მზე|მზესთან]] შედარებით მათ აღმოაჩინეს სხვაობა ამ ვარსკვლავების შთანმთქმელი ხაზების სიგრძესა და რაოდენობაში — ბნელი ხაზები ვარსკვლავურ სპექტრში გამოწვეულია ატმოსფეროს მიერ სპეციფიკური სიხშირეების შთანთქმით. 1865 წელს სეკიმ ვარსკვლავების სპექტრულ კატეგორიებად კლასიფიცირება დაიწყო.
| last=MacDonnell | first=Joseph
| url=http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
ხაზი 180:
[[File:Alpha Centauri AB over limb of Saturn PIA10406.jpg|მინი|მარცხნივ|[[ალფა კენტავრი]] A და B [[სატურნი|სატურნის]] დისკოზე</center>]]
ვარსკვლავამდე მანძილის პირდაპირი დადგენა ([[61 Cygni]] 11,4 [[სინათლის წელიწადი|სინათლის წლის]] მოშორებით) 1838 წელს [[ფრიდრიხ ბესელი|ფრიდრიხ ბესელმა]] [[პარალაქსი|პარალაქსის]] ტექნიკით მოახერხა. პარალაქსურმა გაზომვებმა აჩვენა ვარსკვლავების უკიდეგანო დაშორება ცაზე.<ref name="he history" /> ორმაგ ვარსკვლავებზე დაკვირვებებმა ზრდადი მნიშვნელობა მე-19 საუკუნეში მიიღო. 1834 წელს ფრიდრიხ ბეზელმა დააფიქსირა ცვლილებები ვარსკვლავ „სირიუსის“ ჩვეულ მოძრაობაზე დაკვირვებით და აღმოაჩინა დამალული კომპანიონი. ედუარდ პიკერინგმა პირველი სპექტროსკოპული ორმაგობა 1899 წელს აღმოაჩინა, როცა ის აკვირდებოდა ვარსკვლავ „[[მიცარი|მიცარის“]] სპექტრული ხაზების პერიოდულ რღვევას 104 დღიანი პერიოდით. მრავალი ორმაგი ვარსკვლავური სისტემის დეტალური კვლევები ჩაატარეს ასტრონომებმა უილიან სტრავმა და შერბარნ ბურნემმა, რის შედეგადაც ორბიტალური ელემენტების გამოთვლის საფუძველზე ვარსკვლავების მასების განსაზღვრა შესაძლებელი გახდა. ორმაგი ვარსკვლავების ორბიტაზე წარმოქმნილი პრობლემა პირველად [[ფელის სევერი|ფელის სევერიმ]] გადაჭრა 1827 წელს.
| first=Robert G. | last=Aitken | title=The Binary Stars | page=66
| publisher=Dover Publications Inc. | location=New York
| year=1964 | isbn=0-486-61102-7 }}</ref> XX საუკუნეში ვარსკვლავების შესწავლის წარმატებაში უდიდესი ნაბიჯები იდგმებოდა. ფოტოსურათი ღირებული ასტრონომიული ხელსაწყო გახდა. [[კარლ შვარცშილდი|კარლ შვარცშილდმა]] აღმოაჩინა, რომ ვარსკვლავის ფერი და აქედან გამომდინარე, [[ტემპერატურა]], შესაძლებელია მისი ხილული [[ვარსკვლავიერი სიდიდე|ვარსკვლავიერი სიდიდის]] ფოტოგრაფიულ ვარსკვლავიერ სიდიდესთან შედარებით განისაზღვროს. ფოტოელექტრული ფოტომეტრის განვითარებამ ხელი შეუწყო ვარსკვლავიერი სიდიდის უზუსტეს გაზომვებს მრავალი ტალღის სიგრძის ინტერვალში. 1921 წელს [[ალბერტ მაიკელსონი|ალბერტ მაიკელსონმა]] ვარსკვლავის [[დიამეტრი]] პირველად გაზომა ჰუკერის ტელესკოპზე მიმაგრებული ინტერფერომეტრით.
| last1=Michelson | first1=A. A. | last2=Pease | first2=F. G.
| title=Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer
ხაზი 231:
[[File:Ngc6397 hst blue straggler.jpg|მინი|ამ ფოტოში ხედავთ ლურჯ ვარსკვლავებს, რომელთაც „ჩამორჩენილი ლურჯები“ ეწოდება ჰ-რ დიაგრამაზე მათი ადგილმდებარეობის გამო.]]
ცნობილია, რომ [[თანავარსკვლავედები|თანავარსკვლავედებზე]] წარმოდგენა ჯერ კიდევ [[ბაბილონი|ბაბილონურ]] პერიოდში არსებობდა. ცის უძველესი დამკვირვებლები ვარსკვლავთა შესამჩნევ წყობაში ფორმას ამჩნევდნენ და ისინი ამ ფორმებს ბუნებას ან თავიანთ მითებს უკავშირებდნენ. ამ წარმონაქმნებიდან 12 ეკლიპტიკის სიგრძივ მდებარეობს და ეს გახდა [[ასტროლოგია|ასტროლოგიის]] საფუძველი.
როგორც თანავარსკვლავედებსა და [[მზე|მზეს]], ისე ცალკეულ ვარსკვლავებს, საკუთარი მითები ჰქონდა.<ref name="mythology">{{cite web
ხაზი 238:
| title = Myths, Legends and Lore
| publisher = Frosty Drew Observatory
| accessdate = 2012-06-15 }}</ref> უძველესი ბერძნებისთვის ზოგი „ვარსკვლავი“, რომელსაც პლანეტის ([[პლანეტა]] ბერძნულად მოხეტიალეს ნიშნავს) სახელით იცნობდნენ, წარმოადგენდა სხვადასხვა მნიშვნელოვან ღვთაებებს, რისგანაც მოდის პლანეტათა სახელები: „[[მერკური (პლანეტა)|მერკური]]“, „[[
დაახლოებით 1600-იან წლებში [[თანავარსკვლავედები]] გამოიყენებოდა ცის შესაბამის რეგიონში არსებული ვარსკვლავების სახელების დასარქმევად. გერმანელმა ასტრონომმა [[იოჰან ბეიერი|იოჰან ბეიერმა]] ვარსკვლავების რუკისა და კუთვნილი ბერძნული ასოების სერიები შექმნა, როგორც თითოეულ თანავარსკვლავედში არსებული ვარსკვლავების სახელწოდებები. მოგვიანებით ვარსკვლავის პირდაპირ ასვლაზე დაფუძნებული ნუმერაციული სისტემა გამოიგონეს და ჯონ ფლემსტიდის ვარსკვლავურ კატალოგს დაემატა მის წიგნში „Historia coelestis Britannica“, სადაც ამ ნუმერაციულ სისტემას „ფლემსტიდის აღნიშვნა“ ან „ფლემსტიდის ნუმერაცია“ ეწოდა.<ref>{{cite web
ხაზი 375:
| doi = 10.1086/340797 | bibcode=2002ApJ...574..412W
|arxiv = astro-ph/0203437 }}
</ref> ან დაახლოებით მთლიანი მასის 0,01%-ს თავისი მთლიანი სიცოცხლის განმავლობაში. თუმცა, ძალიან მასიური ვარსკვლავები 10<sup>
{{cite journal
| last1=de Loore | first1=C. | last2=de Greve | first2=J. P.
ხაზი 429:
===მთავარი მიმდევრობის შემდგომი ფაზა===
როდესაც სულ მცირე 0,4 მზის მასის ვარსკვლავი თავის წყალბადის მარაგს ამოწურავს ბირთვში, მისი გარე შრეები ძალიან ფართოვდება და გრილდება, რის შედეგადაც [[წითელი გიგანტი]] წარმოიქმნება. დაახლოებით 5 მილიარდ წელიწადში, როცა მზე ამ ფაზაში შევა, ის თავის მაქსიმუმ რადიუსამდე გაფართოვდება — 1 [[ასტრონომიული ერთეული|ასტრონომიულ ერთეულამდე]]. ეს კი მის ახლანდელ ზომას 250-ჯერ აღემატება. როგორც გიგანტი, მზე ამჟამინდელი მასის 30%-ს დაკარგავს.
{{cite journal | last1=Sackmann | first1=I. J. | last2=Boothroyd | first2=A. I. | last3=Kraemer | first3=K. E. | title=Our Sun. III. Present and Future | page=457 | journal=Astrophysical Journal | year=1993 | volume=418 | bibcode=1993ApJ...418..457S | doi = 10.1086/173407}}
</ref><ref name="sun_future_schroder">
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.
{{cite web | url = http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/what-is-a-star | title = What is a star? | publisher = Royal Greenwich Observatory | accessdate = 2006-09-07 }}
</ref> საბოლოო საფეხური იწყება მაშინ, როცა მასიური ვარსკვლავი [[რკინა|რკინის]] წარმოქმნას იწყებს. რადგანაც რკინის ბირთვი ყველა მძიმე ელემენტის ბირთვზე მჭიდროდ არის შეკრული, რკინის შემდეგ სინთეზი აღარ წარმოქმნის ენერგიას — პირიქით, ის მოიხმარს მას. ამგვარად, რადგან რკინის ბირთვი ყველაზე მჭიდროდაა შეკრული, ვიდრე სხვა მძიმე ელემენტები, ენერგიის გამოთავისუფლება ატომის გახლეჩითაც შეუძლებელია.<ref name="hinshaw" /> შედარებით ხნიერ და ძალიან მასიურ ვარსკვლავებში ინერტული რკინის უზარმაზარი ბირთვი შეიკვრება ვარსკვლავის ცენტრში. ამ ვარსკვლავებში უფრო მძიმე ელემენტებს შეუძლია თავიანთ გზაზე იმუშაოს ამ ვარსკვლავების ზედაპირზე, რის შედეგადაც ყალიბდება განვითარებული ობიექტები, რომელთაც [[ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები]] ეწოდება. ამ ვარსკვლავებს მკვრივი ვარსკვლავური ქარი აქვს, რომელიც გარე ატმოსფეროს აფრქვევს.
ხაზი 475:
</ref>
ზეახლად ანთება ვარსკვლავის მატერიის უდიდეს ნაწილს აფრქვევს და წარმოქმნის ნისლეულს, როგოირცაა [[კიბორჩხალის ნისლეული]].<ref name="supernova"/> 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.
Line 504 ⟶ 497:
| url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2006/pr200611.html
| title=Most Milky Way Stars Are Single
| accessdate=2006-07-16 }}</ref>
ვარსკვლავები სამყაროში ერთფეროვნად არ არის გავრცელებული. ისინი ჩვეულებრივ ჯგუფდებიან გალაქტიკებში ვარსკვლავთშორისი გაზთან და მტვერთან. ტიპური გალაქტიკა ასობით მილიარდ ვარსკვლავს შეიცავს, ხილულ სამყაროში კი 100 მილიარდზე მეტი გალაქტიკაა.<ref>{{cite web | title=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? | publisher=Royal Greenwich Observatory | url=http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe | accessdate=2006-07-18 }}</ref> 2010 წლის ვარსკვლავთაღრიცხვამ აჩვენა, რომ ხილულ სამყაროში 300 სექსტილიონი (3x10<sup>23</sup>) ვარსკვლავია.<ref>{{cite news
Line 793 ⟶ 786:
ორივე, ხილული და აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე, [[ლოგარითმული ერთეულები]]ა: ერთი მთლიანი რიცხვის სხვაობა სიდიდეში ტოლია 2,5-ჯერ სიკაშკაშის ცვალებადობის <ref name="luminosity">{{cite web | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | title = Luminosity of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13 }}</ref> (მეხუთე ხარისხის ფესვი 100-დან დაახლოებით 2,512-ია). ეს ნიშნავს, რომ პირველი სიდიდის ვარსკვლავები (+1.00) დახლოებით 2,5-ჯერ კაშკაშაა, ვიდრე მეორე სიდიდის (+2.00) ვარსკვლავი, და დაახლოებით 100-ჯერ კაშკაშა, ვიდრე მეექვსე სიდიდის (+6.00) ვარსკვლავი. ნორმალურ პირობებში შეუიარაღებელი თვალით ყველაზე მკრთალი ვარსკვლავის სიდიდე დაახლოებით +6-ია.
ხილული და აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდისას, რაც უფრო მცირეა სიდიდის რიცხვი, მით უფრო კაშკაშაა ვარსკვლავი, ხოლო რაც უფრო დიდია სიდიდის რიცხვი, მით მკრთალი. ორივე სკალაზე ძალიან კაშკაშა ვარსკვლავებს სიდიდის უარყოფითი რიცხვი აქვს. ორ ვარსკვლავს შორის სიკაშკაშეში ცვალებადობა (Δ''L'') გამოითვალება უფრო კაშკაშა ვარსკვლავის სიდიდის რიცხვს (''m''<sub>b</sub>) გამოკლებული მკრთალი ვარსკვლავის სიდიდის რიცხვი (''m''<sub>f</sub>). შემდეგ სხვაობის გამოყენება მაჩვენებლად ფუნდამენტური რიცხვის 2,512-თვის; ანუ:
:<math> \Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b} </math>
Line 888 ⟶ 881:
[[File:Mira 1997.jpg|მინი|„მირას“ ასიმეტრიული გარეგნობა, დაბნელებადი ცვალებადი ვარსკვლავი. ''[[ნასა]]ს [[ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპი|ჰაბლის]] ფოტო'']]
ცვალებად ვარსკვლავებს პერიოდული ან შემთხვევითი ცვილელები აქვს ნათებაში გარეგანი ან შინაგანი თვისებების გამო. შინაგანად ცვალებადი ვარსკვლავები იყოფა სამ ძირითად ჯგუფად.
ვარსკვლავური ევოლუციის განმავლობაში ზოგიერთი ვარსკვლავი გადის ფაზებს, სადაც ის ხდება პულსირებადი ცვალებადი. პულსირებადი ცვალებადი ვარსკვლავები რადიუსსა და ზომაში იცვლება დროთა განმავლობაში, ფართოვდება და იკუმშება პერიოდებით, რომელიც შეიძლება იყოს რამდენიმე წუთი ან რამდენიმე წელიწადი. ეს კი ვარსკვლავის ზომაზეა დამოკიდებული. ეს კატეგორია მოიცავს [[ცვალებადი ცეფეიდები|ცეფეიდებს, ცეფეიდების მსგავს]] ვარსკვალვებსა და გრძელ პერიოდიან ცვალებადებს, როგორიცაა „[[მირა]]“.<ref name="variables">{{cite web | url=http://www.aavso.org/types-variables | title=Types of Variable | date=May 11, 2010 | publisher=AAVSO | accessdate=2010-08-20 }}</ref>
Line 1 063 ⟶ 1 056:
}}
{{რჩეული}}
[[კატეგორია:ვარსკვლავები|*]]
[[კატეგორია:ციური სხეულები]]
| |||