ვარსკვლავი: განსხვავება გადახედვებს შორის
| [შემოწმებული ვერსია] | [შემოწმებული ვერსია] |
შიგთავსი ამოიშალა შიგთავსი დაემატა
No edit summary |
No edit summary |
||
ხაზი 161:
იტალიელმა ასტრონომმა [[ჯემინიანო მონტანარიო|ჯემინიანო მონტანარიომ]] 1667 წელს დააფიქსირა ცვლილებები ვარსკვლავ „[[ალგოლი|ალგოლის]]“ სიკაშკაშეში. [[ედმუნდ ჰალეი|ედმუნდ ჰალეიმ]] „უძრავი“ ვარსკვლავური წყვილის ჩვეული მოძრაობის პირველი გაზომვები გამოაქვეყნა, რითაც აჩვენა, რომ მათი ადგილმდებარეობა შეიცვალა ბერძენი ასტრონომების, [[პტოლემე|პტოლემესა]] და [[ჰიპარქე|ჰიპარქეს]],<ref name="he history" /> დროის შემდეგ.
[[უილიამ ჰერშელი]] პირველი ასტრონომი იყო, რომელმაც ვარსკვლავების ცაში განაწილების განსაზღვრა სცადა. 1780-იანებში მან გაზომვათა სერია ჩაატარა 600 მიმართულებით და დაითვალა ხედვის თითოეულ ხაზზე დანახული ვარსკვლავი. აქედან მან დაასკვნა, რომ ვარსკვლავების რიცხვი ცის ერთ მხარეს, „ირმის ნახტომის“ ბირთვის მიმართულებით,
| last=Proctor | first=Richard A.
| title=Are any of the nebulæ star-systems? | journal=Nature
ხაზი 225:
| publisher=UBC Public Affairs | date=January 8, 2007
| url=http://www.publicaffairs.ubc.ca/media/releases/2007/mr-07-001.html
| accessdate=2007-08-02 }}</ref>
==სახელწოდებები==
ხაზი 280:
==წარმოქმნა==
ვარსკვლავები წარმოიქმნება შედარებით მაღალი [[სიმკვრივე|სიმკვრივის]] ფართო რეგიონებში, თუმცა, მისი სიმკვრივე გაცილებით მცირეა [[ვაკუუმი|ვაკუუმის]] კამერის სიმკვრივეზე. ამ რეგიონებს [[მოლეკულური ღრუბელი|მოლეკულური ღრუბლები]] ეწოდება და უმეტესად [[წყალბადი|წყალბადით]],
{{cite journal
| last=Woodward | first=P. R.
ხაზი 444:
| accessdate=2008-03-24 }}
</ref>
2,25 მზის მასის წითელ გიგანტებში წყალბადი სინთეზს ბირთვის გარშემო არსებულ გარსში აგრძელებს.<ref name="hinshaw">{{cite web
| last = Hinshaw | first = Gary | date = August 23, 2006
Line 449 ⟶ 450:
| title = The Life and Death of Stars
| publisher = NASA WMAP Mission | accessdate = 2006-09-01 }}
</ref> საბოლოოდ ბირთვი იმდენადაა შეკუმშული, რომ ჰელიუმის სინთეზი იწყება და ვარსკვლავის რადიუსი თანდათან მცირდება და მისი ზედაპირის ტემპერატურა იზრდება. უფრო დიდი ვარსკვლავებისთვის ბირთვის რეგიონი წყალბადის სინთეზიდან პირდაპირ გადადის ჰელიუმის სინთეზში.<ref name="iben" />
მას შემდეგ, რაც ვარსკვლავი მოიხმარს ჰელიუმს ბირთვში, სინთეზი [[ნახშირბადი|ნახშირბადისა]] და [[ჟანგბადი|ჟანგბადის]] ცხელი ბირთვის გარშემო არსებულ გარსში გრძელდება. შემდეგ ვარსკვლავი იმ ევოლუციურ ბილიკს მიჰყვება, რომელიც თავდაპირველი წითელი გიგანტის ფაზის პარალელურია, ოღონდ ზედაპირის უფრო მაღალი ტემპერატურით.
Line 903 ⟶ 904:
[[Image:Star types.svg|მარცხნივ|მინი|მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების შინაგანი სტრუქტურები: კონვექციური ზონები აღნიშნულია ციკლური ისრებით, ხოლო რადიაციული ზონები — წითელი ნათებებით. მარცხნივ: '''მცირე მასის''' მქონე წითელი ჯუჯა; ცენტრში: '''საშუალო ზომის''' ყვითელი ჯუჯა; მარჯვნივ: მთავარი მიმდევრობის ლურჯ-თეთრი '''მასიური''' ვარსკვლავი.]]
სტაბილური ვარსკვლავის შიგნეულობა [[ჰიდროსტატიკური წონასწორობა|ჰიდროსტატიკური წონასწორობის]] მდგომარეობაშია: ნებისმიერ მცირე მოცულობაზე ძალები თითქმის ზუსტად აწონასწორებს ერთმანეთს. ბალანსირებული ძალებია [[გრავიტაცია]], რომელიც შეკუმშვისკენ ექაჩება ვარსკვლავს, და გარეთკენ მიმართული [[წნევის გრადიენტი]]. ეს უკანასკნელი გამოწვეულია [[პლაზმა|პლაზმის]] ტემპერატურული გრადიენტით (დაქანებით); ვარსკვლავის გარე ნაწილი უფრო გრილია, ვიდრე ბირთვი. მთავარი მიმდევრობის ან გიგანტი ვარსკვლავის ბირთვში არსებული [[ტემპერატურა]], სულ ცოტა, 10<sup>7</sup>K-ა. ასეთი ტემპერატურა და [[წნევა]] [[წყალბადი]]ს მწველ მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავში საკმარისია თერმობირთვული სინთეზის დასაწყებად, რომელიც, თავის მხრივ, იმდენ ენერგიას გამოიმუშავებს, რომ ვარსკვლავი არ ჩაიშალოს, ანუ გრავიტაციამ არ გადაძლიოს.<ref name="hansen">{{cite book | last1=Hansen | first1=Carl J. | last2=Kawaler | first2=Steven D. | last3=Trimble | first3=Virginia | pages=32–33 | title=Stellar Interiors | publisher=Springer | year=2004 | isbn=0-387-20089-4 }}</ref><ref name="Schwarzschild">{{cite book|first=Martin|last=Schwarzschild|title=Structure and Evolution of the Stars|publisher=Princeton University Press|year=1958|isbn=0-691-08044-5}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>
როცა [[ატომის ბირთვი|ატომბირთვები]] სინთეზირდება ბირთვში, ისინი [[გამა სხივები]]ს სახით ასხივებენ ენერგიას. ეს [[ფოტონი|ფოტონები]] ურთიერთქმედებს გარშემო მყოფ [[პლაზმა]]სთან, რომელიც თერმულ ენერგიას მატებს ბირთვს. მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები [[წყალბადი|წყალბადს]] [[ჰელიუმი|ჰელიუმად]] გარდაქმნის, რაც ქმნის ჰელიუმის საკმაოდ ზრდად წილს ბირთვში, თუმცა, ეს პროცესი ნელა ხდება. საბოლოოდ, ჰელიუმის შიგთავსი დომინანტი ხდება და ენერგიის წარმოება ბირთვში წყდება. ამის ნაცვლად, 0,4 [[მზის მასა|მზის მასაზე]] ნაკლებ ვარსკვლავებში სინთეზი გრძელდება ნელა გაფართოებად გარსში გადაგვარებული ჰელიუმის ბირთვის ირგვლივ.<ref>{{cite web | url = http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | title = Formation of the High Mass Elements | publisher = Smoot Group | accessdate = 2006-07-11 }}</ref>
ხაზი 925:
| accessdate=2006-07-10 }}</ref> ამის გაღმა არის [[გვირგვინი]] — ზეცხელი პლაზმის მასა, რომელსაც შეუძლია გაიჭიმოს რამდენიმე მილიონი კილომეტრის მანძილზე. გვირგვინის არსებობა დამოკიდებულია ვარსკვლავის გარე ფენებში არსებულ კონვექციურ ზონაზე.<ref name="imagine" /> მიუხედავად მისი მაღალი ტემპერატურისა, გვირგვინი ძალიან მცირე სინათლეს ასხივებს. მზის გვირგვინის რეგიონი მხოლოდ [[მზის დაბნელება|მზის დაბნელებისას]] ჩანს.
გვირგვინიდან პლაზმის ნაწილაკების [[ვარსკვლავური ქარი]] წარმოიქმნება და მანამდე ვრცელდება, სანამ არ მოხდება [[ვარსკვლავთშორისი სივრცე|ვარსკვლავთშორის სივრცესთან]] ურთიერთქმედება.
| last1=Burlaga | first1=L. F. | last2=Ness | first2=N. F. | last3=Acuña | first3=M. H. | last4=Lepping | first4=R. P. | last5=Connerney | first5=J. E. P. | last6=Stone | first6=E. C. | last7=McDonald | first7=F. B.
| title=Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields
| |||