Red stars ასახელებს მიმდებარე სამყაროს 3. ვარსკვლავების ტიპები დაკვირვებულ სამყაროში. ვარსკვლავების ტემპერატურა და მასა

ვარსკვლავები ძალიან განსხვავდებიან: პატარა და დიდი, კაშკაშა და არც ისე, მოხუცი და ახალგაზრდა, ცხელი და "ცივი", თეთრი, ლურჯი, ყვითელი, წითელი და ა.შ.

ჰერცსპრუნგ - რასელის დიაგრამა საშუალებას გაძლევთ გაიგოთ ვარსკვლავების კლასიფიკაცია.

ის გვიჩვენებს კავშირი ვარსკვლავის აბსოლუტურ სიდიდეს, სიკაშკაშეს, სპექტრულ ტიპსა და ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურას შორის. ამ დიაგრამაში ვარსკვლავები არ არის განლაგებული შემთხვევით, მაგრამ ქმნიან კარგად განსხვავებულ უბნებს.

ვარსკვლავების უმეტესობა განლაგებულია ე.წ ძირითადი თანმიმდევრობა... მთავარი თანმიმდევრობის არსებობა განპირობებულია იმით, რომ წყალბადის წვის სტადია შეადგენს ვარსკვლავების უმეტესობის ევოლუციის დროის ~ 90%-ს: ვარსკვლავის ცენტრალურ რაიონებში წყალბადის დამწვრობა იწვევს ჰელიუმის იზოთერმული ბირთვის წარმოქმნას. , წითელ გიგანტურ სტადიაზე გადასვლა და ვარსკვლავის მთავარი მიმდევრობიდან გასვლა. წითელი გიგანტების შედარებით ხანმოკლე ევოლუცია, მათი მასიდან გამომდინარე, იწვევს თეთრი ჯუჯების, ნეიტრონული ვარსკვლავების ან შავი ხვრელების წარმოქმნას.

მათი ევოლუციური განვითარების სხვადასხვა ეტაპზე მყოფი ვარსკვლავები იყოფა ჩვეულებრივ ვარსკვლავებად, ჯუჯა ვარსკვლავებად და გიგანტურ ვარსკვლავებად.

ჩვეულებრივი ვარსკვლავები მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებია. ჩვენი მზეც მათ ეკუთვნის. ზოგჯერ მზის მსგავს ჩვეულებრივ ვარსკვლავებს ყვითელ ჯუჯებს უწოდებენ.

ყვითელი ჯუჯა

ყვითელი ჯუჯა არის პატარა მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, რომლის მასა 0,8-დან 1,2 მზის მასამდეა და ზედაპირის ტემპერატურა 5000-6000 კ.

ყვითელი ჯუჯის სიცოცხლის ხანგრძლივობა საშუალოდ 10 მილიარდი წელია.

წყალბადის მთელი მარაგის მოხმარების შემდეგ ვარსკვლავი რამდენჯერ იზრდება ზომაში და იქცევა წითელ გიგანტად. ალდებარანი ამ ტიპის ვარსკვლავების მაგალითია.

წითელი გიგანტი აგდებს გაზის გარე ფენებს, რითაც წარმოქმნის პლანეტურ ნისლეულებს და ბირთვი იშლება პატარა, მკვრივ თეთრ ჯუჯად.

წითელი გიგანტი არის დიდი მოწითალო ან ნარინჯისფერი ვარსკვლავი. ასეთი ვარსკვლავების ფორმირება შესაძლებელია როგორც ვარსკვლავის წარმოქმნის, ასევე მათი არსებობის შემდგომ ეტაპებზე.

ადრეულ ეტაპზე ვარსკვლავი ასხივებს შეკუმშვის დროს გამოთავისუფლებული გრავიტაციული ენერგიის გამო, იმ მომენტამდე, როდესაც შეკუმშვა შეჩერდება საწყისი თერმობირთვული რეაქციით.

ვარსკვლავების ევოლუციის შემდგომ ეტაპებზე, მას შემდეგ, რაც წყალბადი იწვის მათ ინტერიერში, ვარსკვლავები ტოვებენ მთავარ მიმდევრობას და გადადიან ჰერცპრუნგ-რასელის დიაგრამის წითელი გიგანტებისა და სუპერგიგანტების რეგიონში: ეს ეტაპი გრძელდება დაახლოებით 10% ვარსკვლავების "აქტიური" ცხოვრების დრო, ანუ მათი ევოლუციის ეტაპები, რომლის დროსაც ხდება ნუკლეოსინთეზის რეაქციები ვარსკვლავურ სიღრმეებში.

გიგანტურ ვარსკვლავს აქვს შედარებით დაბალი ზედაპირის ტემპერატურა დაახლოებით 5000 გრადუსი. უზარმაზარი რადიუსი, რომელიც აღწევს 800 მზის და ასეთი დიდი ზომის გამო, უზარმაზარი სიკაშკაშე. მაქსიმალური გამოსხივება მოდის სპექტრის წითელ და ინფრაწითელ უბნებზე, რის გამოც მათ წითელ გიგანტებს უწოდებენ.

გიგანტებიდან ყველაზე დიდი გარდაიქმნება წითელ სუპერგიგანტებად. ვარსკვლავი, სახელად ბეტელგეიზე, თანავარსკვლავედი ორიონიდან, წითელი სუპერგიგანტის ყველაზე თვალსაჩინო მაგალითია.

ჯუჯა ვარსკვლავები გიგანტების საპირისპიროა და შეიძლება იყოს შემდეგი.

თეთრი ჯუჯა არის ის, რაც რჩება ჩვეულებრივი ვარსკვლავისგან, რომლის მასა 1,4 მზის მასაზე ნაკლებია, მას შემდეგ, რაც ის გაივლის წითელი გიგანტის სტადიას.

წყალბადის არარსებობის გამო, ასეთი ვარსკვლავების ბირთვში არ ხდება თერმობირთვული რეაქცია.

თეთრი ჯუჯები ძალიან მკვრივია. ისინი ზომით არ აღემატება დედამიწას, მაგრამ მათი მასა შეიძლება შევადაროთ მზის მასას.

ეს წარმოუდგენლად ცხელი ვარსკვლავებია, რომელთა ტემპერატურა 100000 გრადუსს ან მეტს აღწევს. ისინი ანათებენ დარჩენილი ენერგიის ხარჯზე, მაგრამ დროთა განმავლობაში ის მთავრდება და ბირთვი გაცივდება, გადაიქცევა შავ ჯუჯად.

წითელი ჯუჯები ყველაზე გავრცელებული ვარსკვლავური ობიექტებია სამყაროში. მათი სიმრავლის შეფასებები მერყეობს გალაქტიკის ყველა ვარსკვლავის 70-დან 90%-მდე. ისინი საკმაოდ განსხვავდებიან სხვა ვარსკვლავებისგან.

წითელი ჯუჯების მასა არ აღემატება მზის მასის მესამედს (ქვედა მასის ზღვარი არის 0,08 მზის მასა, რასაც მოჰყვება ყავისფერი ჯუჯები), ზედაპირის ტემპერატურა აღწევს 3500 კ. წითელ ჯუჯებს აქვთ სპექტრული კლასი M ან გვიანი K. ვარსკვლავები. ეს ტიპი ასხივებს ძალიან ცოტა შუქს, ზოგჯერ მზეზე 10000-ჯერ მცირე სინათლეს.

მათი დაბალი რადიაციის გათვალისწინებით, არცერთი წითელი ჯუჯა არ ჩანს დედამიწიდან შეუიარაღებელი თვალით. მზესთან ყველაზე ახლოს მდებარე წითელ ჯუჯაც კი, პროქსიმა კენტავრი (მზესთან ყველაზე ახლოს ვარსკვლავი სამმაგი სისტემაში) და უახლოეს ერთ წითელ ჯუჯას, ბარნარდის ვარსკვლავს, აშკარა სიდიდეები აქვთ, შესაბამისად, 11,09 და 9,53. ამ შემთხვევაში შეუიარაღებელი თვალით შეგიძლიათ დააკვირდეთ 7,72-მდე სიდიდის ვარსკვლავს.

წყალბადის წვის დაბალი სიჩქარის გამო, წითელ ჯუჯებს სიცოცხლის ხანგრძლივობა ძალიან დიდი აქვთ - ათეულობით მილიარდიდან ათეულ ტრილიონ წლამდე (0,1 მზის მასის წითელი ჯუჯა დაიწვება 10 ტრილიონი წლის განმავლობაში).

წითელ ჯუჯებში თერმობირთვული რეაქციები ჰელიუმთან ერთად შეუძლებელია, ამიტომ ისინი წითელ გიგანტებად ვერ გადაიქცევიან. დროთა განმავლობაში ისინი თანდათან იკუმშებიან და უფრო და უფრო თბებიან, სანამ არ გამოიყენებენ წყალბადის საწვავის მთელ მარაგს.

თანდათან, თეორიული კონცეფციების მიხედვით, ისინი გადაიქცევიან ლურჯ ჯუჯებად - ვარსკვლავთა ჰიპოთეტურ კლასად, ხოლო წითელ ჯუჯათაგან ვერცერთმა ჯერ ვერ მოახერხა ლურჯ ჯუჯად გადაქცევა, შემდეგ კი ჰელიუმის ბირთვის მქონე თეთრ ჯუჯებად.

ყავისფერი ჯუჯა - ვარსკვლავური ობიექტები (მასებით დაახლოებით 0,01-დან 0,08 მზის მასის დიაპაზონში, ან, შესაბამისად, იუპიტერის 12,57-დან 80,35-მდე და დიამეტრით დაახლოებით იუპიტერის დიამეტრის ტოლი), რომელთა სიღრმეებში, განსხვავებით. მთავარი თანმიმდევრობის ვარსკვლავებიდან არ არსებობს თერმობირთვული შერწყმის რეაქცია წყალბადის ჰელიუმად გადაქცევით.

მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების მინიმალური ტემპერატურა დაახლოებით 4000 K-ია, ყავისფერი ჯუჯების ტემპერატურა 300-დან 3000 კ-მდეა. ყავისფერი ჯუჯები მუდმივად ცივდებიან მთელი სიცოცხლის მანძილზე და რაც უფრო დიდია ჯუჯა, მით უფრო ნელა კლებულობს.

სუბყავისფერი ჯუჯები

ყავისფერი ჯუჯები ან ყავისფერი ჯუჯები ცივი წარმონაქმნებია ყავისფერი ჯუჯების მასის ქვემოთ. მათი მასა მზის მასის დაახლოებით მეასედზე ნაკლებია ან, შესაბამისად, იუპიტერის მასის 12,57, ქვედა ზღვარი დადგენილი არ არის. ისინი ზოგადად პლანეტებად ითვლებიან, თუმცა სამეცნიერო საზოგადოებას ჯერ არ მიუღია საბოლოო დასკვნა იმის შესახებ, თუ რა ითვლება პლანეტად და რა არის სუბყავისფერი ჯუჯა.

შავი ჯუჯა

შავი ჯუჯები არის თეთრი ჯუჯები, რომლებიც გაცივდნენ და ამიტომ არ ასხივებენ ხილულ დიაპაზონში. ის წარმოადგენს თეთრი ჯუჯების ევოლუციის ბოლო ეტაპს. შავი ჯუჯების მასები, ისევე როგორც თეთრი ჯუჯების მასები, ზემოდან შემოიფარგლება 1,4 მზის მასით.

ორობითი ვარსკვლავი არის ორი გრავიტაციულად შეკრული ვარსკვლავი, რომლებიც ბრუნავს მასის საერთო ცენტრის გარშემო.

ზოგჯერ არსებობს სამი ან მეტი ვარსკვლავიანი სისტემები; ამ ზოგად შემთხვევაში, სისტემას მრავალჯერადი ვარსკვლავი ეწოდება.

იმ შემთხვევებში, როდესაც ასეთი ვარსკვლავური სისტემა დედამიწიდან არც თუ ისე შორს არის, ცალკეული ვარსკვლავების გარჩევა შესაძლებელია ტელესკოპის საშუალებით. თუ მანძილი მნიშვნელოვანია, მაშინ შესაძლებელია გავიგოთ, რომ ასტრონომების წინაშე ორმაგი ვარსკვლავი შესაძლებელია მხოლოდ არაპირდაპირი ნიშნებით - სიკაშკაშის რყევებით გამოწვეული ერთი ვარსკვლავის მეორის და ზოგიერთი სხვა ვარსკვლავის პერიოდული დაბნელებით.

ახალი ვარსკვლავი

ვარსკვლავები, რომელთა სიკაშკაშე უეცრად 10000-ჯერ იზრდება. ახალი ვარსკვლავი არის ორობითი სისტემა, რომელიც შედგება თეთრი ჯუჯისა და კომპანიონი ვარსკვლავისგან მთავარ მიმდევრობაზე. ასეთ სისტემებში ვარსკვლავის გაზი თანდათანობით მიედინება თეთრ ჯუჯაში და პერიოდულად ფეთქდება იქ, რაც იწვევს სიკაშკაშეს.

სუპერნოვა

სუპერნოვა არის ვარსკვლავი, რომელიც ამთავრებს თავის ევოლუციას კატასტროფული ფეთქებადი პროცესით. ამ შემთხვევაში, ამოფრქვევა შეიძლება იყოს რამდენიმე რიგით მეტი სიდიდის, ვიდრე ნოვას შემთხვევაში. ასეთი ძლიერი აფეთქება ევოლუციის ბოლო ეტაპზე ვარსკვლავში მიმდინარე პროცესების შედეგია.

ნეიტრონული ვარსკვლავი

ნეიტრონული ვარსკვლავები (NS) არის ვარსკვლავური წარმონაქმნები 1,5 მზის მასის რიგის მასით და თეთრ ჯუჯებზე შესამჩნევად მცირე ზომებით; ნეიტრონული ვარსკვლავის ტიპიური რადიუსი, სავარაუდოდ, 10-20 კილომეტრია.

ისინი ძირითადად შედგება ნეიტრალური სუბატომური ნაწილაკებისგან - ნეიტრონებისაგან, რომლებიც მჭიდროდ არიან შეკუმშული გრავიტაციული ძალებით. ასეთი ვარსკვლავების სიმკვრივე უკიდურესად მაღალია, ის შესადარებელია და ზოგიერთი შეფასებით, შეიძლება რამდენჯერმე აღემატებოდეს ატომის ბირთვის საშუალო სიმკვრივეს. NS მასალის ერთი კუბური სანტიმეტრი იწონის ასობით მილიონ ტონას. ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე მიზიდულობის ძალა დაახლოებით 100 მილიარდჯერ მეტია ვიდრე დედამიწაზე.

ჩვენს გალაქტიკაში, მეცნიერთა აზრით, შეიძლება იყოს 100 მილიონიდან 1 მილიარდამდე ნეიტრონული ვარსკვლავი, ანუ სადღაც დაახლოებით ათასი ჩვეულებრივი ვარსკვლავიდან ერთი.

პულსრები

პულსრები არის ელექტრომაგნიტური გამოსხივების კოსმოსური წყაროები, რომლებიც დედამიწაზე მოდის პერიოდული აფეთქებების (იმპულსების) სახით.

დომინანტური ასტროფიზიკური მოდელის მიხედვით, პულსრები ბრუნავს ნეიტრონულ ვარსკვლავებს მაგნიტური ველით, რომელიც დახრილია ბრუნვის ღერძზე. როდესაც დედამიწა შედის ამ გამოსხივების შედეგად წარმოქმნილ კონუსში, შესაძლებელია დაფიქსირდეს გამოსხივების პულსი, რომელიც მეორდება ვარსკვლავის რევოლუციის პერიოდის ტოლი ინტერვალებით. ზოგიერთი ნეიტრონული ვარსკვლავი წამში 600-ჯერ ბრუნავს.

ცეფეიდები

ცეფეიდები წარმოადგენენ პულსირებადი ცვლადი ვარსკვლავების კლასს, საკმაოდ ზუსტი პერიოდისა და სიკაშკაშის ურთიერთმიმართებით, სახელწოდებით ვარსკვლავი დელტა ცეფეი. ერთ-ერთი ყველაზე ცნობილი ცეფეიდი არის ჩრდილოეთ ვარსკვლავი.

ვარსკვლავების ძირითადი ტიპების (ტიპების) მოცემული სია მათი მოკლე აღწერარა თქმა უნდა, არ ამოწურავს ვარსკვლავების მთელ შესაძლო მრავალფეროვნებას სამყაროში.

ექსპერტებმა წამოაყენეს მათი წარმოშობის რამდენიმე თეორია. ბოლოში ყველაზე სავარაუდო ამბობს, რომ ასეთი ლურჯი ვარსკვლავები ძალიან დიდი ხნის განმავლობაში ორმაგი იყო და მათ შერწყმის პროცესი ჰქონდათ. როდესაც 2 ვარსკვლავი ერწყმის, ახალი ვარსკვლავი ჩნდება ბევრად უფრო დიდი სიკაშკაშით, მასით, ტემპერატურით.

ლურჯი ვარსკვლავების მაგალითები:

• იალქნების დიაპაზონი;
• რიგელი;
• ზეტა ორიონი;
• ალფა ჟირაფი;
• ზეტა სტერნსი;
• ტაუ დიდი ძაღლი.

თეთრი ვარსკვლავები - თეთრი ვარსკვლავები

ერთმა მეცნიერმა აღმოაჩინა ძალიან ბუნდოვანი თეთრი ვარსკვლავი, რომელიც იყო სირიუსის თანამგზავრი და მას ეწოდა Sirius B. ამ უნიკალური ვარსკვლავის ზედაპირი თბება 25000 კელვინამდე და მისი რადიუსი მცირეა.

თეთრი ვარსკვლავების მაგალითები:

• Altair თანავარსკვლავედში არწივი;
• ვეგა თანავარსკვლავედის ლირაში;
• აბუსალათინის;
• სირიუსი.

ყვითელი ვარსკვლავები - ყვითელი ვარსკვლავები

ასეთ ვარსკვლავებს ბრწყინვალება აქვთ ყვითელი ფერი, და მათი მასა მზის მასის ფარგლებშია - ეს არის დაახლოებით 0,8-1,4. ასეთი ვარსკვლავების ზედაპირი ჩვეულებრივ თბება 4-6 ათასი კელვინის ტემპერატურამდე. ასეთი ვარსკვლავი ცხოვრობს დაახლოებით 10 მილიარდი წლის განმავლობაში.

ყვითელი ვარსკვლავების მაგალითები:

• ვარსკვლავი HD 82943;
• ტოლიმანი;
• დაბიჰ;
• ჰარა;
• ალჰიტა.

წითელი ვარსკვლავები წითელი ვარსკვლავებია

პირველი წითელი ვარსკვლავები აღმოაჩინეს 1868 წელს. მათი ტემპერატურა საკმაოდ დაბალია და წითელი გიგანტების გარე ფენები სავსეა ბევრი ნახშირბადით. ადრე ასეთი ვარსკვლავები იყო ორი სპექტრული კლასის - N და R, მაგრამ ახლა მეცნიერებმა შეძლეს დაედგინათ კიდევ ერთი ზოგადი კლასი - C.

რაოდენობები. საერთო შეთანხმებით, ეს სასწორები ისეა არჩეული, რომ თეთრ ვარსკვლავს, როგორიცაა სირიუსი, ორივე სასწორზე ერთი და იგივე სიდიდე ჰქონდეს. ფოტოგრაფიულ და ფოტოვიზუალურ მნიშვნელობებს შორის განსხვავებას ეწოდება მოცემული ვარსკვლავის ფერის ინდექსი. ცისფერი ვარსკვლავებისთვის, როგორიცაა რიგელი, ეს რიცხვი უარყოფითი იქნება, რადგან ასეთი ვარსკვლავები ჩვეულებრივ ფირფიტაზე უფრო შავდება, ვიდრე ყვითელმგრძნობიარე შუქზე.

წითელი ვარსკვლავებისთვის, როგორიცაა ბეტელგეიზ, ფერის ინდექსი აღწევს + 2-3 მაგნიტუდას. ფერის ეს გაზომვა ასევე არის ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურის გაზომვა, ლურჯი ვარსკვლავები მნიშვნელოვნად უფრო ცხელია, ვიდრე წითელი.

იმის გამო, რომ ფერის ინდექსების მიღება საკმაოდ მარტივია, თუნდაც ძალიან სუსტი ვარსკვლავებისთვის, მათ აქვთ დიდი მნიშვნელობაკოსმოსში ვარსკვლავების განაწილების შესწავლისას.

მოწყობილობები ვარსკვლავების შესასწავლად ერთ-ერთი ყველაზე მნიშვნელოვანი ინსტრუმენტია. ვარსკვლავების სპექტრის ყველაზე მოკლე შეხედვაც კი ცხადყოფს, რომ ისინი ყველა ერთნაირი არ არიან. წყალბადის ბალმერის ხაზები ზოგიერთ სპექტრში ძლიერია, ზოგიერთში სუსტია, ზოგიერთში საერთოდ არ არსებობს.

მალე გაირკვა, რომ ვარსკვლავების სპექტრები შეიძლება დაიყოს მცირე რაოდენობის კლასებად, თანდათან გადადის ერთმანეთში. ამჟამად გამოიყენება სპექტრული კლასიფიკაციაშემუშავდა ჰარვარდის ობსერვატორიაში ე.პიკერინგის ხელმძღვანელობით.

თავიდან სპექტრული კლასები აღინიშნა ლათინური ასოებით ანბანური თანმიმდევრობით, მაგრამ კლასიფიკაციის დახვეწის პროცესში შემდეგი კლასებისთვის დაწესდა შემდეგი აღნიშვნები: O, B, A, F, G, K, M. გარდა ამისა. , რამდენიმე უჩვეულო ვარსკვლავი გაერთიანებულია R, N და S კლასებში და ინდივიდები, რომლებიც საერთოდ არ ჯდება ამ კლასიფიკაციაში, აღინიშნება სიმბოლო PEC (განსაკუთრებული).

საინტერესოა აღინიშნოს, რომ ვარსკვლავების კლასების მიხედვით განლაგება ასევე ფერის მიხედვითაა.

• B კლასის ვარსკვლავები, რომელშიც შედის რიგელი და ორიონის სხვა მრავალი ვარსკვლავი, ლურჯია;
• კლასები O და A - თეთრი (სირიუსი, დენები);
• კლასები F და G - ყვითელი (Procyon, Capella);
• კლასები K და M - ნარინჯისფერი და წითელი (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).

სპექტრების განლაგებით იმავე თანმიმდევრობით, ჩვენ ვხედავთ, თუ როგორ გადადის მაქსიმალური გამოსხივების ინტენსივობა იისფერიდან სპექტრის წითელ ბოლოში. ეს მიუთითებს ტემპერატურის შემცირებაზე, რადგან ის O კლასიდან M კლასში გადადის. ვარსკვლავის ადგილი მიმდევრობაში უფრო მისი ზედაპირის ტემპერატურით განისაზღვრება, ვიდრე მისი ქიმიური შემადგენლობით. ზოგადად მიღებულია, რომ ქიმიური შემადგენლობა ვარსკვლავების უმრავლესობისთვის ერთნაირია, მაგრამ სხვადასხვა ტემპერატურა და წნევა ზედაპირზე იწვევს დიდ განსხვავებებს ვარსკვლავურ სპექტრებში.

O კლასის ლურჯი ვარსკვლავებიარიან ყველაზე ცხელი. მათი ზედაპირის ტემპერატურა 100000 °C-ს აღწევს. მათი სპექტრის ამოცნობა შესაძლებელია ზოგიერთი დამახასიათებელი ნათელი ხაზების არსებობით ან ფონის ულტრაიისფერ რეგიონში შორს გავრცელებით.

პირდაპირ მოჰყვა B კლასის ლურჯი ვარსკვლავები, ასევე ძალიან ცხელა (ზედაპირის ტემპერატურა 25000 °C). მათი სპექტრები შეიცავს ჰელიუმის და წყალბადის ხაზებს. პირველი სუსტდება, ხოლო მეორე მატულობს გადასვლასთან ერთად კლასი A.

ვ კლასები F და G(ტიპიური G-ვარსკვლავი არის ჩვენი მზე), კალციუმის და სხვა ლითონების ხაზები, როგორიცაა რკინა და მაგნიუმი, თანდათან ძლიერდება.

ვ კლასი Kკალციუმის ხაზები ძალიან ძლიერია, მოლეკულური ზოლებიც ჩნდება.

კლასი Mმოიცავს წითელ ვარსკვლავებს, რომელთა ზედაპირის ტემპერატურა 3000 ° C-ზე დაბალია; ტიტანის ოქსიდის ზოლები ჩანს მათ სპექტრებში.

კლასები R, N და Sმიეკუთვნება მაგარი ვარსკვლავების პარალელურ ტოტს, რომლის სპექტრებში სხვა მოლეკულური კომპონენტებია.

მცოდნეებისთვის კი ძალიან დიდი განსხვავებაა "ცივ" და "ცხელ" კლასის B კლასის ვარსკვლავებს შორის. ზუსტი კლასიფიკაციის სისტემაში თითოეული კლასი იყოფა კიდევ რამდენიმე ქვეკლასად. B კლასის ყველაზე ცხელ ვარსკვლავებს მიეკუთვნება ქვეკლასი BO, ამ კლასის საშუალო ტემპერატურის მქონე ვარსკვლავები - კ ქვეკლასი B5, ყველაზე ცივი ვარსკვლავები - მდე ქვეკლასი B9... ვარსკვლავები პირდაპირ მათ უკან არიან. ქვეკლასი AO.

ვარსკვლავების სპექტრის შესწავლა ძალიან სასარგებლო აღმოჩნდება, რადგან ეს შესაძლებელს ხდის ვარსკვლავების უხეშად კლასიფიკაციას მათი ვარსკვლავური სიდიდეების მიხედვით. მაგალითად, ვარსკვლავი ВЗ არის გიგანტი, რომლის აბსოლუტური ვარსკვლავური სიდიდე დაახლოებით უდრის - 2,5-ს. თუმცა, შესაძლებელია, რომ ვარსკვლავი იყოს ათჯერ უფრო კაშკაშა (აბსოლუტური სიდიდე - 5.0) ან ათჯერ უფრო მკრთალი (აბსოლუტური სიდიდე 0.0), ვინაიდან შეუძლებელია უფრო ზუსტი შეფასების გაკეთება მხოლოდ სპექტრული ტიპის მიხედვით.

ვარსკვლავური სპექტრების კლასიფიკაციის დადგენისას, ძალიან მნიშვნელოვანია, რომ სცადოთ გიგანტების გამოყოფა ჯუჯებისგან თითოეულ სპექტრულ კლასში, ან, სადაც ეს დაყოფა არ არსებობს, გამოვყოთ გიგანტების ნორმალური თანმიმდევრობიდან ძალიან მაღალი ან ძალიან დაბალი სიკაშკაშის მქონე ვარსკვლავები.

თუ ყურადღებით დავაკვირდებით ღამის ცას, ადვილი შესამჩნევია, რომ ვარსკვლავები, რომლებიც ჩვენ გვიყურებენ, განსხვავდებიან ფერით. მოლურჯო, თეთრი, წითელი, ისინი თანაბრად ანათებენ ან ციმციმებენ, როგორც ნაძვის ხის გირლანდი. ტელესკოპით ფერების განსხვავებები უფრო აშკარა ხდება. ამ მრავალფეროვნების მიზეზი ფოტოსფეროს ტემპერატურაშია. და, ლოგიკური ვარაუდის საწინააღმდეგოდ, ყველაზე ცხელი არ არის წითელი, არამედ ლურჯი, ლურჯი-თეთრი და თეთრი ვარსკვლავები. მაგრამ პირველ რიგში.

სპექტრული კლასიფიკაცია

ვარსკვლავები გაზის უზარმაზარი წითელი ბურთებია. როგორ ვხედავთ მათ დედამიწიდან ბევრ პარამეტრზეა დამოკიდებული. მაგალითად, ვარსკვლავები ნამდვილად არ ანათებენ. ამაში დარწმუნება ძალიან ადვილია: საკმარისია მზის გახსენება. მბჟუტავი ეფექტი ხდება იმის გამო, რომ კოსმოსური სხეულებიდან ჩვენსკენ მომდინარე შუქი სძლევს მტვრითა და გაზით სავსე ვარსკვლავთშორის გარემოს. ფერი სხვა საქმეა. ეს არის ჭურვების (განსაკუთრებით ფოტოსფეროს) გარკვეულ ტემპერატურაზე გაცხელების შედეგი. რეალური ფერი შეიძლება განსხვავდებოდეს ხილული ფერისგან, მაგრამ განსხვავება ჩვეულებრივ მცირეა.

დღეს მთელ მსოფლიოში გამოიყენება ვარსკვლავების ჰარვარდის სპექტრული კლასიფიკაცია. იგი ეფუძნება ტემპერატურას და ეფუძნება სპექტრული ხაზების ტიპსა და ფარდობით ინტენსივობას. გარკვეული ფერის ვარსკვლავები შეესაბამება თითოეულ კლასს. კლასიფიკაცია შემუშავდა ჰარვარდის ობსერვატორიაში 1890-1924 წლებში.

ერთი გაპარსული ინგლისელი სტაფილოვით დაღეჭილი ფინიკი

არსებობს შვიდი ძირითადი სპექტრული კლასი: O — B — A — F — G — K — M. ეს თანმიმდევრობა ასახავს ტემპერატურის თანდათანობით შემცირებას (O-დან M-მდე). მის დასამახსოვრებლად არის სპეციალური მნემონიური ფორმულები. რუსულად ერთი მათგანი ასე ჟღერს: „ერთი გაპარსული ინგლისელი სტაფილოსავით ღეჭა ფინიკებს“. ამ კლასებს კიდევ ორი ​​ემატება. ასოები C და S აღნიშნავენ ცივ სანათებს სპექტრში ლითონის ოქსიდების ზოლებით. მოდით უფრო ახლოს მივხედოთ ვარსკვლავების კლასებს:

• O კლასი ხასიათდება ზედაპირის უმაღლესი ტემპერატურით (30-დან 60 ათას კელვინამდე). ამ ტიპის ვარსკვლავები მზეს 60-ჯერ აღემატება მასით და 15-ჯერ რადიუსში. მათი ხილული ფერი ლურჯია. სიკაშკაშის თვალსაზრისით, ისინი მილიონჯერ უსწრებენ ჩვენს ვარსკვლავს. ცისფერი ვარსკვლავი HD93129A, რომელიც მიეკუთვნება ამ კლასს, აქვს ერთ-ერთი ყველაზე მაღალი სიკაშკაშე ცნობილ კოსმოსურ სხეულებს შორის. ამ მაჩვენებლის მიხედვით, ის მზეს 5 მილიონჯერ უსწრებს. ცისფერი ვარსკვლავი ჩვენგან 7,5 ათასი სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს.
• B კლასს აქვს ტემპერატურა 10-30 ათასი კელვინი, მასა 18-ჯერ აღემატება მზის მასას. ეს არის თეთრ-ლურჯი და თეთრი ვარსკვლავები. მათი რადიუსი 7-ჯერ მეტია მზის რადიუსზე.
• A კლასს ახასიათებს ტემპერატურა 7,5-10 ათასი კელვინი, რადიუსი და მასა, შესაბამისად, 2,1 და 3,1-ჯერ აღემატება მზის ანალოგიურ პარამეტრებს. ეს თეთრი ვარსკვლავებია.
• კლასი F: ტემპერატურა 6000-7500 კ. მასა მზეზე 1,7-ჯერ მეტია, რადიუსი 1,3. დედამიწიდან ასეთი ვარსკვლავებიც თეთრად ჩნდებიან, მათი ნამდვილი ფერი მოყვითალო-თეთრია.
• კლასი G: ტემპერატურა 5-6 ათასი კელვინი. მზე ამ კლასს მიეკუთვნება. ასეთი ვარსკვლავების ხილული და ნამდვილი ფერი ყვითელია.
• კლასი K: ტემპერატურა 3500-5000 კ. რადიუსი და მასა მზეზე ნაკლები, არის მნათობის შესაბამისი პარამეტრების 0.9 და 0.8. დედამიწიდან ხილული ამ ვარსკვლავების ფერი მოყვითალო-ნარინჯისფერია.
• კლასი M: ტემპერატურა 2-3,5 ათასი კელვინი. მასა და რადიუსი - მზის იგივე პარამეტრების 0,3 და 0,4. ჩვენი პლანეტის ზედაპირიდან ისინი წითელ-ნარინჯისფერს გამოიყურებიან. M კლასში შედის ბეტა ანდრომედა და ალფა შანტერელები. ბევრისთვის ნაცნობი კაშკაშა წითელი ვარსკვლავი არის ბეტელგეიზე (ალფა ორიონი). უმჯობესია ზამთარში ცაში მოძებნოთ. წითელი ვარსკვლავი მდებარეობს ზემოთ და ოდნავ მარცხნივ

თითოეული კლასი იყოფა ქვეკლასებად 0-დან 9-მდე, ანუ ყველაზე ცხელიდან ყველაზე ცივამდე. ვარსკვლავების რიცხვი მიუთითებს კონკრეტული სპექტრული ტიპის კუთვნილებაზე და ფოტოსფეროს გაცხელების ხარისხზე ჯგუფის სხვა ვარსკვლავებთან შედარებით. მაგალითად, მზე ეკუთვნის G2 კლასს.

ვიზუალური თეთრი

ამრიგად, დედამიწიდან B-დან F-მდე ვარსკვლავების კლასები შეიძლება თეთრად გამოიყურებოდეს. და მხოლოდ A- ტიპის ობიექტებს აქვთ ასეთი ფერი სინამდვილეში. ასე რომ, ვარსკვლავი საიფი (ორიონი თანავარსკვლავედი) და ალგოლი (ბეტა პერსევსი) თეთრად მოეჩვენებათ დამკვირვებელს, რომელიც არ არის შეიარაღებული ტელესკოპით. ისინი მიეკუთვნებიან სპექტრულ კლასს B. მათი ნამდვილი ფერია ლურჯი და თეთრი. ასევე, მითრაკი და პროკიონი თეთრად გამოიყურება, ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები ზეციურ ნახატებში პერსევსი და პატარა ძაღლი. თუმცა, მათი ნამდვილი ფერი უფრო ახლოს არის ყვითელთან (კლასი F).

რატომ არის ვარსკვლავები თეთრი მიწიერი დამკვირვებლისთვის? ფერი დამახინჯებულია უზარმაზარი მანძილის გამო, რომელიც აშორებს ჩვენს პლანეტას ასეთი ობიექტებისგან, ასევე მტვრისა და გაზის მოცულობითი ღრუბლების გამო, რომლებიც ხშირად გვხვდება კოსმოსში.

კლასი A

თეთრ ვარსკვლავებს არ ახასიათებთ ისეთი მაღალი ტემპერატურა, როგორც O და B კლასის წარმომადგენლები. მათი ფოტოსფერო თბება 7,5-10 ათას კელვინამდე. სპექტრული კლასის ვარსკვლავები მზეზე ბევრად დიდია. მათი სიკაშკაშე ასევე მეტია - დაახლოებით 80-ჯერ.

A ვარსკვლავების სპექტრებში ბალმერის სერიის წყალბადის ხაზები მკვეთრად არის გამოხატული. სხვა ელემენტების ხაზები შესამჩნევად სუსტია, მაგრამ ისინი უფრო მნიშვნელოვანი ხდება A0 ქვეკლასიდან A9-ზე გადასვლისას. A სპექტრულ კლასს მიკუთვნებული გიგანტებისა და სუპერგიგანტებისთვის დამახასიათებელია ოდნავ ნაკლებად გამოხატული წყალბადის ხაზები, ვიდრე მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებისთვის. ამ სანათების შემთხვევაში მძიმე მეტალების ხაზები უფრო შესამჩნევი ხდება.

მრავალი თავისებური ვარსკვლავი მიეკუთვნება A სპექტრულ კლასს. ეს ტერმინი აღნიშნავს მნათობებს შესამჩნევი მახასიათებლებით სპექტრში და ფიზიკურ პარამეტრებში, რაც ართულებს მათ კლასიფიკაციას. მაგალითად, საკმაოდ იშვიათი Bootes ლამბდა ვარსკვლავები ხასიათდებიან მძიმე მეტალების ნაკლებობით და ძალიან ნელი ბრუნვით. თეთრი ჯუჯები ასევე თავისებურ მნათობებს შორის არიან.

A კლასი მოიცავს ღამის ცის ისეთ ნათელ ობიექტებს, როგორიცაა სირიუსი, მენკალინანი, ალიოტი, კასტორი და სხვა. მოდით უკეთ გავეცნოთ მათ.

Alpha Canis Major

სირიუსი არის ყველაზე კაშკაშა, თუმცა არა უახლოესი ვარსკვლავი ცაზე. მასთან მანძილი 8,6 სინათლის წელია. ხმელეთის დამკვირვებლისთვის ის ძალიან კაშკაშა ჩანს, რადგან მას აქვს შთამბეჭდავი ზომა და, მიუხედავად ამისა, არც ისე შორს არის, როგორც ბევრი სხვა დიდი და ნათელი ობიექტი. მზესთან უახლოესი ვარსკვლავი - ეს სირიუსია ამ სიაში მეხუთე ადგილზეა.

იგი ეკუთვნის და არის ორი კომპონენტის სისტემა. Sirius A და Sirius B დაშორებულია 20 ასტრონომიული ერთეულის მანძილით და ბრუნავენ 50 წელზე ნაკლები პერიოდით. სისტემის პირველი კომპონენტი, მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, მიეკუთვნება სპექტრულ კლასს A1. მისი მასა ორჯერ აღემატება მზეს, ხოლო რადიუსი 1,7-ჯერ. სწორედ მას შეუძლია დედამიწიდან შეუიარაღებელი თვალით დაკვირვება.

სისტემის მეორე კომპონენტი არის თეთრი ჯუჯა. ვარსკვლავი Sirius B პრაქტიკულად უტოლდება ჩვენს ვარსკვლავს, რაც ატიპიურია ასეთი ობიექტებისთვის. როგორც წესი, თეთრი ჯუჯები მზის მასის 0,6-0,7 არიან. ამავდროულად, Sirius B-ის ზომები ახლოსაა მიწიერთან. ვარაუდობენ, რომ თეთრი ჯუჯის ეტაპი ამ ვარსკვლავისთვის დაახლოებით 120 მილიონი წლის წინ დაიწყო. როდესაც Sirius B მდებარეობდა მთავარ მიმდევრობაზე, ის ალბათ იყო მნათობი 5 მზის მასით და მიეკუთვნებოდა სპექტრულ ტიპს B.

Sirius A, მეცნიერთა აზრით, ევოლუციის შემდეგ ეტაპზე გადავა დაახლოებით 660 მილიონი წლის შემდეგ. შემდეგ ის გადაიქცევა წითელ გიგანტად, ცოტა მოგვიანებით კი - თეთრ ჯუჯად, როგორც მისი კომპანიონი.

ალფა არწივი

სირიუსის მსგავსად, ბევრი თეთრი ვარსკვლავი, რომელთა სახელები მოცემულია ქვემოთ, კარგად არის ცნობილი არა მხოლოდ ასტრონომიის მოყვარულთათვის მათი სიკაშკაშისა და სამეცნიერო ფანტასტიკის ლიტერატურის გვერდებზე ხშირი მოხსენიების გამო. Altair არის ერთ-ერთი ასეთი მნათობი. Alpha Eagle გვხვდება, მაგალითად, სტეპინ კინგში. ღამის ცაზე ეს ვარსკვლავი აშკარად ჩანს მისი სიკაშკაშისა და შედარებით ახლოს მდებარეობის გამო. მზესა და ალტაირს შორის მანძილი 16,8 სინათლის წელია. სპექტრული A კლასის ვარსკვლავებიდან მხოლოდ სირიუსია ჩვენთან უფრო ახლოს.

Altair 1,8-ჯერ აღემატება მზის მასას. მისი დამახასიათებელი თვისება არის ძალიან სწრაფი ბრუნვა. ვარსკვლავი თავისი ღერძის გარშემო ერთ შემობრუნებას 9 საათზე ნაკლებ დროში ასრულებს. ბრუნვის სიჩქარე ეკვატორულ რეგიონში არის 286 კმ/წმ. შედეგად, "მოხერხებული" Altair იქნება გაბრტყელებული ბოძებიდან. გარდა ამისა, ელიფსური ფორმის გამო, ვარსკვლავის ტემპერატურა და სიკაშკაშე კლებულობს პოლუსებიდან ეკვატორამდე. ამ ეფექტს ეწოდება "გრავიტაციული დაბნელება".

Altair-ის კიდევ ერთი თვისება ის არის, რომ მისი ბრწყინვალება დროთა განმავლობაში იცვლება. ის მიეკუთვნება Shield delta ტიპის ცვლადებს.

ალფა ლირა

ვეგა მზის შემდეგ ყველაზე შესწავლილი ვარსკვლავია. Alpha Lyrae არის პირველი ვარსკვლავი, რომელსაც აქვს განსაზღვრული სპექტრი. ის ასევე გახდა მეორე მნათობი მზის შემდეგ, რომელიც ფოტოზეა აღბეჭდილი. ვეგა ასევე იყო ერთ-ერთი პირველი ვარსკვლავი, რომელსაც მეცნიერებმა პარლაქსის მეთოდით გაზომეს მანძილი. დიდი ხნის განმავლობაში, ვარსკვლავის სიკაშკაშე მიიღეს როგორც 0 სხვა ობიექტების სიდიდეების დადგენისას.

Alpha Lyra კარგად არის ცნობილი როგორც მოყვარული ასტრონომებისთვის, ასევე ჩვეულებრივი დამკვირვებლებისთვის. ის მეხუთეა ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავებს შორის, შედის ზაფხულის სამკუთხედის ასტერიზმში ალტაირთან და დენებთან ერთად.

მზიდან ვეგამდე მანძილი 25,3 სინათლის წელია. მისი ეკვატორული რადიუსი და მასა 2,78 და 2,3-ჯერ აღემატება ჩვენი ვარსკვლავის, შესაბამისად. ვარსკვლავის ფორმა შორს არის სრულყოფილი ბურთისგან. დიამეტრი ეკვატორზე შესამჩნევად უფრო დიდია, ვიდრე პოლუსებზე. მიზეზი ბრუნვის უზარმაზარი სიჩქარეა. ეკვატორზე ის 274 კმ/წმ-ს აღწევს (მზესთვის ეს პარამეტრი წამში ორ კილომეტრზე ოდნავ მეტია).

Vega-ს ერთ-ერთი თვისება არის მტვრის დისკი, რომელიც მას გარს აკრავს. ითვლება, რომ იგი წარმოიშვა კომეტებისა და მეტეორიტების დიდი რაოდენობით შეჯახების შედეგად. მტვრის დისკი ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს და მისი გამოსხივებით თბება. შედეგად, ვეგას ინფრაწითელი გამოსხივების ინტენსივობა იზრდება. არც ისე დიდი ხნის წინ დისკზე ასიმეტრიები აღმოაჩინეს. მათი სავარაუდო ახსნა არის ის, რომ ვარსკვლავს აქვს მინიმუმ ერთი პლანეტა.

ალფა ტყუპები

მეორე ყველაზე კაშკაშა ობიექტი ტყუპების თანავარსკვლავედში არის კასტორი. ის, ისევე როგორც წინა მნათობები, მიეკუთვნება სპექტრულ კლასს A. Castor არის ერთ-ერთი ყველაზე ნათელი ვარსკვლავებიღამის ცა. შესაბამის სიაში ის 23-ე ადგილზეა.

კასტორი არის ექვსი კომპონენტისგან შემდგარი მრავალჯერადი სისტემა. ორი ძირითადი ელემენტი (Castor A და Castor B) ბრუნავს საერთო მასის ცენტრის გარშემო 350 წლის პერიოდით. ორი ვარსკვლავიდან თითოეული არის სპექტრული ორობითი. Castor A-სა და Castor B-ის კომპონენტები ნაკლებად კაშკაშაა და, სავარაუდოდ, სპექტრული M ტიპისაა.

Castor C მაშინვე არ იყო დაკავშირებული სისტემასთან. იგი თავდაპირველად დასახელებული იყო როგორც დამოუკიდებელი ვარსკვლავი YY Gemini. ცის ამ რეგიონის კვლევის პროცესში ცნობილი გახდა, რომ ეს ვარსკვლავი ფიზიკურად დაკავშირებულია კასტორის სისტემასთან. ვარსკვლავი ბრუნავს ყველა კომპონენტისთვის საერთო მასის ცენტრის გარშემო რამდენიმე ათეული ათასი წლის პერიოდით და ასევე არის სპექტრული ორობითი.

ბეტა ეტლი

ეტლის ციური ნახატი მოიცავს დაახლოებით 150 "პუნქტს", მათგან ბევრი თეთრი ვარსკვლავია. ვარსკვლავების სახელები ცოტას იტყვის ასტრონომიისგან შორს მყოფ ადამიანს, მაგრამ ეს არ ამცირებს მათ მნიშვნელობას მეცნიერებისთვის. ციური ნიმუშის ყველაზე კაშკაშა ობიექტი, რომელიც მიეკუთვნება A სპექტრულ კლასს, არის მენკალინანი ან ბეტა აურიგა. ვარსკვლავის სახელი არაბულიდან ითარგმნება, როგორც "სადავეების მფლობელის მხრები".

მენკალინანი არის სამეული სისტემა. მისი ორი კომპონენტი არის სპექტრული A კლასის სუბგიგანტები. თითოეული მათგანის სიკაშკაშე 48-ჯერ აღემატება მზის შესაბამის პარამეტრს. მათ ერთმანეთისგან აშორებს 0,08 ასტრონომიული ერთეული მანძილი. მესამე კომპონენტი არის წითელი ჯუჯა, 330 AU დაშორებით წყვილისგან. ე.

ეფსილონი ურსა მაიორი

ყველაზე ნათელი "წერტილი" ჩრდილოეთ ცის ალბათ ყველაზე ცნობილ თანავარსკვლავედში ( დიდი დიპერი) არის ალიოტი, ასევე A კლასის. აშკარა სიდიდე არის 1,76. ყველაზე კაშკაშა მნათობთა სიაში ვარსკვლავი 33-ე ადგილს იკავებს. ალიოტი შედის დიდი დიპერის ასტერიზმში და სხვა მნათობებთან შედარებით უფრო ახლოს მდებარეობს თასთან.

ალიოტის სპექტრს ახასიათებს უჩვეულო ხაზები, რომლებიც იცვლება 5,1 დღის პერიოდით. ვარაუდობენ, რომ მახასიათებლები დაკავშირებულია ექსპოზიციასთან მაგნიტური ველივარსკვლავები. სპექტრის რხევები, უახლესი მონაცემებით, შესაძლოა წარმოიშვას იუპიტერის თითქმის 15 მასის მასის მქონე კოსმოსური სხეულის ახლო მდებარეობის გამო. ეს ასეა, ხოლო საიდუმლო. ის, ისევე როგორც ვარსკვლავების სხვა საიდუმლოებები, ასტრონომები ყოველდღე ცდილობენ გაიგონ.

თეთრი ჯუჯები

თეთრი ვარსკვლავების შესახებ ისტორია არასრული იქნება მნათობების ევოლუციის იმ ეტაპის ხსენების გარეშე, რომელიც დასახელებულია როგორც "თეთრი ჯუჯა". ასეთმა ობიექტებმა სახელი მიიღეს იმის გამო, რომ მათგან პირველი აღმოჩენილი A სპექტრულ კლასს ეკუთვნოდა. ეს იყო Sirius B და 40 Eridan B. დღეს თეთრ ჯუჯებს ვარსკვლავის სიცოცხლის ბოლო ეტაპის ერთ-ერთ ვარიანტს უწოდებენ.

მოდით უფრო დეტალურად ვისაუბროთ მნათობების სასიცოცხლო ციკლზე.

ვარსკვლავური ევოლუცია

ვარსკვლავები ერთ ღამეში არ იბადებიან: რომელიმე მათგანი რამდენიმე ეტაპს გადის. ჯერ გაზისა და მტვრის ღრუბელი იწყებს შეკუმშვას საკუთარი ზემოქმედებით, ნელ-ნელა ბურთის ფორმას იღებს, გრავიტაციის ენერგია კი სითბოდ იქცევა - ობიექტის ტემპერატურა მატულობს. იმ მომენტში, როდესაც ის 20 მილიონ კელვინს მიაღწევს, იწყება ბირთვული შერწყმის რეაქცია. ეს ეტაპი ითვლება სრულფასოვანი ვარსკვლავის სიცოცხლის დასაწყისად.

მნათობები დროის უმეტეს ნაწილს მთავარ მიმდევრობაზე ატარებენ. მათ სიღრმეში წყალბადის ციკლის რეაქციები მუდმივად მიმდინარეობს. ამ შემთხვევაში, ვარსკვლავების ტემპერატურა შეიძლება განსხვავდებოდეს. როდესაც მთელი წყალბადი ამოიწურება ბირთვში, იწყება ევოლუციის ახალი ეტაპი. ახლა ჰელიუმი ხდება საწვავი. ამ შემთხვევაში ვარსკვლავი იწყებს გაფართოებას. მისი სიკაშკაშე იზრდება, ხოლო ზედაპირის ტემპერატურა, პირიქით, მცირდება. ვარსკვლავი ტოვებს მთავარ მიმდევრობას და ხდება წითელი გიგანტი.

ჰელიუმის ბირთვის მასა თანდათან იზრდება და ის იწყებს შეკუმშვას საკუთარი წონის ქვეშ. წითელი გიგანტის ეტაპი მთავრდება ბევრად უფრო სწრაფად, ვიდრე წინა. გზა, რომლითაც შემდგომი ევოლუცია წავა, დამოკიდებულია ობიექტის საწყის მასაზე. დაბალი მასის ვარსკვლავები წითელ გიგანტის ეტაპზე იწყებენ შეშუპებას. ამ პროცესის შედეგად ობიექტს ჭურვები ეშვება. ასევე იქმნება ვარსკვლავის შიშველი ბირთვი. ასეთ ბირთვში ყველა შერწყმის რეაქცია დასრულებულია. მას ჰელიუმის თეთრი ჯუჯა ეწოდება. უფრო მასიური წითელი გიგანტები (ერთ წერტილამდე) ვითარდებიან ნახშირბადის თეთრ ჯუჯებად. ისინი შეიცავს უფრო მძიმე ელემენტებს, ვიდრე ჰელიუმი მათ ბირთვში.

სპეციფიკაციები

თეთრი ჯუჯები არის სხეულები, მასით, როგორც წესი, მზესთან ძალიან ახლოს. უფრო მეტიც, მათი ზომა შეესაბამება დედამიწას. ამ კოსმოსური სხეულების კოლოსალური სიმკვრივე და მათ სიღრმეში მიმდინარე პროცესები აუხსნელია კლასიკური ფიზიკის თვალსაზრისით. ვარსკვლავების საიდუმლოებებს კვანტური მექანიკა დაეხმარა.

თეთრი ჯუჯების ნივთიერება არის ელექტრონულ-ბირთვული პლაზმა. მისი დაპროექტება ლაბორატორიაშიც კი თითქმის შეუძლებელია. ამიტომ, ასეთი ობიექტების მრავალი მახასიათებელი გაურკვეველი რჩება.

იმ შემთხვევაშიც კი, თუ ვარსკვლავებს მთელი ღამის განმავლობაში შეისწავლით, სპეციალური აღჭურვილობის გარეშე მაინც ვერ შეძლებთ ერთი თეთრი ჯუჯის აღმოჩენას. მათი სიკაშკაშე გაცილებით ნაკლებია ვიდრე მზის. მეცნიერთა ვარაუდით, თეთრი ჯუჯები გალაქტიკის ყველა ობიექტის დაახლოებით 3-დან 10%-მდეა. თუმცა, დღემდე მხოლოდ ისეთები აღმოაჩინეს, რომლებიც დედამიწიდან 200-300 პარსეკის მანძილზე მდებარეობს.

თეთრი ჯუჯები აგრძელებენ განვითარებას. ჩამოყალიბების შემდეგ მათ აქვთ მაღალი ზედაპირის ტემპერატურა, მაგრამ სწრაფად გაცივდებიან. ჩამოყალიბებიდან რამდენიმე ათეული მილიარდი წლის შემდეგ, თეორიის მიხედვით, თეთრი ჯუჯა იქცევა შავ ჯუჯად – სხეულად, რომელიც არ ასხივებს ხილულ სინათლეს.

დამკვირვებლისთვის თეთრი, წითელი ან ლურჯი ვარსკვლავი, პირველ რიგში, ფერით გამოირჩევა. ასტრონომი უფრო ღრმად გამოიყურება. მისთვის ფერი მაშინვე ბევრს ამბობს ობიექტის ტემპერატურაზე, ზომასა და მასაზე. ცისფერი ან ღია ცისფერი ვარსკვლავი არის გიგანტური ინკანდესენტური ბურთი, რომელიც ყველა თვალსაზრისით მზეს უსწრებს. თეთრი სანათები, რომელთა მაგალითები აღწერილია სტატიაში, გარკვეულწილად მცირეა. ვარსკვლავების ნომრები სხვადასხვა კატალოგებში ასევე ბევრს ეუბნება პროფესიონალებს, მაგრამ არა ყველაფერს. დიდი რაოდენობით ინფორმაცია შორეული კოსმოსური ობიექტების ცხოვრების შესახებ ან ჯერ არ მიუღია ახსნა, ან ჯერ კიდევ არ არის აღმოჩენილი.

ტელესკოპით შეგიძლიათ დააკვირდეთ 2 მილიარდ ვარსკვლავს 21 მაგნიტუდამდე. არსებობს ჰარვარდის ვარსკვლავების სპექტრული კლასიფიკაცია. მასში სპექტრული ტიპები განლაგებულია ვარსკვლავური ტემპერატურის კლების თანმიმდევრობით. კლასები ინიშნება ლათინური ანბანის ასოებით. მათგან შვიდია: O - B - A - P - O - K - M.

ვარსკვლავის გარე ფენების ტემპერატურის კარგი მაჩვენებელი მისი ფერია. O და B სპექტრული ტიპის ცხელი ვარსკვლავები ლურჯია; ჩვენი მზის მსგავსი ვარსკვლავები (სპექტრული ტიპი 02) ყვითლად გამოიყურება, ხოლო სპექტრული ტიპის K და M ვარსკვლავები წითელია.

ვარსკვლავების სიკაშკაშე და ფერი

ყველა ვარსკვლავს აქვს ფერი. არსებობს ლურჯი, თეთრი, ყვითელი, მოყვითალო, ნარინჯისფერი და წითელი ვარსკვლავები. მაგალითად, ბეტელგეიზე არის წითელი ვარსკვლავი, კასტორი თეთრია, კაპელა ყვითელია. სიკაშკაშის მიხედვით, ისინი იყოფა ვარსკვლავებად 1, 2, ... n-th ვარსკვლავიმნიშვნელობები (n max = 25). ტერმინი "სიდიდე" არაფერ შუაშია ნამდვილ ზომასთან. სიდიდე ახასიათებს მანათობელ ნაკადს, რომელიც დედამიწაზე მოდის ვარსკვლავიდან. ვარსკვლავური სიდიდეები შეიძლება იყოს როგორც წილადი, ასევე უარყოფითი. სიდიდის მასშტაბი ემყარება თვალის მიერ სინათლის აღქმას. ვარსკვლავების სიდიდეებად დაყოფა მათი აშკარა სიკაშკაშის მიხედვით განხორციელდა ძველი ბერძენი ასტრონომი ჰიპარქეს მიერ (ძვ. წ. 180 - 110 წწ.). ჰიპარქემ პირველი სიდიდე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავებს მიაწერა; მან დაითვალა შემდეგი სიკაშკაშის გრადაციაში (ანუ დაახლოებით 2,5-ჯერ უფრო მკრთალი) მეორე სიდიდის ვარსკვლავებად; ვარსკვლავებს, რომლებიც 2,5-ჯერ უფრო სუსტია, ვიდრე მეორე სიდიდის ვარსკვლავები, ეწოდათ მესამე სიდიდის ვარსკვლავებს და ა.შ.; შეუიარაღებელი თვალით ხილვადობის ზღვარზე მყოფ ვარსკვლავებს მიენიჭათ მეექვსე სიდიდე.

ვარსკვლავების სიკაშკაშის ასეთი გრადაციით, აღმოჩნდა, რომ მეექვსე სიდიდის ვარსკვლავები პირველი სიდიდის ვარსკვლავებზე სუსტია 2,55-ჯერ. ამიტომ, 1856 წელს ინგლისელმა ასტრონომმა ნკ პოგსოიმ (1829-1891) შესთავაზა მეექვსე სიდიდის ვარსკვლავების განხილვა ზუსტად 100-ჯერ უფრო მკრთალი, ვიდრე პირველი სიდიდის ვარსკვლავები. ყველა ვარსკვლავი დედამიწიდან სხვადასხვა მანძილზე მდებარეობს. სიდიდეების შედარება უფრო ადვილი იქნებოდა, თუ მანძილი თანაბარი იქნებოდა.

ვარსკვლავური სიდიდე, რომელიც ვარსკვლავს ექნება 10 პარსეკის მანძილზე, ვარსკვლავის აბსოლუტური სიდიდე ეწოდება. აბსოლუტური სიდიდე მითითებულია - მ, და აშკარა სიდიდე არის მ.

ვარსკვლავების გარე ფენების ქიმიური შემადგენლობა, საიდანაც მოდის მათი გამოსხივება, ხასიათდება წყალბადის სრული უპირატესობით. მეორე ადგილზეა ჰელიუმი, ხოლო სხვა ელემენტების შემცველობა საკმაოდ დაბალია.

ვარსკვლავების ტემპერატურა და მასა

ვარსკვლავის სპექტრული კლასის ან ფერის ცოდნა დაუყოვნებლივ იძლევა მისი ზედაპირის ტემპერატურას. ვინაიდან ვარსკვლავები ასხივებენ დაახლოებით შესაბამისი ტემპერატურის აბსოლუტურად შავი სხეულების მსგავსად, მათი ზედაპირის ერთეულის მიერ დროის ერთეულზე გამოსხივებული სიმძლავრე განისაზღვრება სტეფან-ბოლცმანის კანონით.

ვარსკვლავების დაყოფა, რომელიც ეფუძნება ვარსკვლავების სიკაშკაშეს მათ ტემპერატურასა და ფერს და აბსოლუტურ სიდიდეს შედარებას (ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამა):

1. მთავარი თანმიმდევრობა (მის ცენტრში არის მზე - ყვითელი ჯუჯა)
2. სუპერგიგანტები (დიდი ზომით და მაღალი სიკაშკაშე: ანტარესი, ბეტელგეიზე)
3. წითელი გიგანტური თანმიმდევრობა
4. ჯუჯები (თეთრი - სირიუსი)
5. ქვეჯუჯები
6. ლურჯი-თეთრი თანმიმდევრობა

ეს დაყოფა ასევე ეფუძნება ვარსკვლავის ასაკს.

გამოირჩევა შემდეგი ვარსკვლავები:

1. ჩვეულებრივი (მზე);
2. ორმაგი (Mitsar, Albkor) იყოფა:

• ა) ვიზუალური ორმაგი, თუ ტელესკოპით დაკვირვებისას შეინიშნება მათი ორმაგობა;
• ბ) ჯერადები არის 2-ზე მეტი, მაგრამ 10-ზე ნაკლები ვარსკვლავების სისტემა;
• გ) ოპტიკური ორობითი ვარსკვლავები ისეთი ვარსკვლავებია, რომ მათი სიახლოვე ცაზე შემთხვევითი პროექციის შედეგია, მაგრამ სივრცეში ისინი შორს არიან;
• დ) ფიზიკურად ორობითი არის ვარსკვლავები, რომლებიც ქმნიან ერთ სისტემას და ბრუნავენ ურთიერთმიზიდულობის ძალების მოქმედებით საერთო მასის ცენტრის გარშემო;
• ე) სპექტროსკოპიული ორობითი არის ვარსკვლავები, რომლებიც ურთიერთდაბრუნებისას უახლოვდებიან ერთმანეთს და მათი ორმაგობა შეიძლება განისაზღვროს სპექტრით;
• ვ) დაბნელებული ორობითი არის ვარსკვლავები „რომლებიც ურთიერთმიმოქცევის დროს აბნელებენ ერთმანეთს;

ცვლადები (ბ ცეფეი). ცეფეიდები არიან ვარსკვლავები, რომლებიც ცვალებადია სიკაშკაშით. სიკაშკაშის ცვლილების ამპლიტუდა არ აღემატება 1,5 მაგნიტუდას. ეს არის პულსირებული ვარსკვლავები, ანუ ისინი პერიოდულად ფართოვდებიან და იკუმშებიან. გარე ფენების შეკუმშვა იწვევს მათ გაცხელებას;

არასტაციონარული.

ახალი ვარსკვლავები- ეს არის ვარსკვლავები, რომლებიც დიდი ხნის განმავლობაში არსებობდნენ, მაგრამ მოულოდნელად ააფეთქეს. მათი სიკაშკაშე მცირე დროში გაიზარდა 10000-ით (სიკაშკაშის ამპლიტუდა იცვლება 7-დან 14 მაგნიტუდამდე).

სუპერნოვა- ეს არის ვარსკვლავები, რომლებიც უხილავი იყო ცაში, მაგრამ მოულოდნელად ააფეთქეს და სიკაშკაშე 1000-ჯერ გაიზარდა ჩვეულებრივ ახალ ვარსკვლავებთან შედარებით.

პულსარი- სუპერნოვას აფეთქების შედეგად წარმოქმნილი ნეიტრონული ვარსკვლავი.

მონაცემები პულსარების საერთო რაოდენობისა და მათი სიცოცხლის ხანგრძლივობის შესახებ მიუთითებს იმაზე, რომ საუკუნეში საშუალოდ 2-3 პულსარი იბადება, ეს დაახლოებით ემთხვევა გალაქტიკაში სუპერნოვების სიხშირეს.

ვარსკვლავების ევოლუცია

ბუნებაში არსებული ყველა სხეულის მსგავსად, ვარსკვლავები არ რჩებიან უცვლელი, ისინი იბადებიან, ვითარდებიან და ბოლოს კვდებიან. ადრე ასტრონომები თვლიდნენ, რომ ვარსკვლავთშორისი გაზისა და მტვრისგან ვარსკვლავის ჩამოყალიბებას მილიონობით წელი დასჭირდა. მაგრამ ბოლო წლებში გადაღებულია ცის არეალის ფოტოები, რომელიც არის დიდი ორიონის ნისლეულის ნაწილი, სადაც რამდენიმე წლის განმავლობაში გამოჩნდა ვარსკვლავების მცირე გროვა. 1947 წლის სურათებში ამ ადგილას დაფიქსირდა სამი ვარსკვლავის მსგავსი ობიექტის ჯგუფი. 1954 წლისთვის ზოგიერთი მათგანი მოგრძო გახდა, ხოლო 1959 წლისთვის ეს წაგრძელებული წარმონაქმნები ცალკეულ ვარსკვლავებად დაიშალა. პირველად კაცობრიობის ისტორიაში ადამიანებმა ვარსკვლავების დაბადება ფაქტიურად ჩვენს თვალწინ უყურეს.

ცის ბევრ კუთხეში ვარსკვლავების გამოჩენის პირობებია. ირმის ნახტომის ბუნდოვანი ნაწილების ფოტოების შესწავლისას შესაძლებელი გახდა არარეგულარული ფორმის შავი ლაქების, ანუ გლობულების პოვნა, რომლებიც მტვრისა და გაზის მასიური დაგროვებაა. ეს გაზისა და მტვრის ღრუბლები შეიცავს მტვრის ნაწილაკებს, რომლებიც ძალიან ძლიერად შთანთქავენ შუქს მათ უკან მდებარე ვარსკვლავებიდან. გლობულები უზარმაზარია - რამდენიმე სინათლის წლამდე დიამეტრით. იმისდა მიუხედავად, რომ ამ მტევნებში მატერია ძალზე იშვიათია, მათი მთლიანი მოცულობა იმდენად დიდია, რომ სავსებით საკმარისია მზესთან ახლოს მდებარე ვარსკვლავთა მცირე გროვების ფორმირებისთვის.

შავ გლობულში, გარემომცველი ვარსკვლავების მიერ გამოსხივებული რადიაციული წნევის გავლენის ქვეშ, მატერია შეკუმშული და შეკუმშულია. ეს შეკუმშვა გრძელდება გარკვეული პერიოდის განმავლობაში, რაც დამოკიდებულია გლობულის გარშემო არსებულ რადიაციის წყაროებზე და ამ უკანასკნელის ინტენსივობაზე. გრავიტაციული ძალები, რომლებიც წარმოიქმნება გლობულის ცენტრში მასის კონცენტრაციიდან, ასევე მიდრეკილია გლობულის შეკუმშვისკენ, რაც აიძულებს ნივთიერებას დაეცეს მისი ცენტრისკენ. დაცემით, მატერიის ნაწილაკები იძენენ კინეტიკურ ენერგიას და ათბობენ გაზების მარცხენა ღრუბელს.

მატერიის დაცემა შეიძლება ასობით წელი გაგრძელდეს. თავდაპირველად, ეს ხდება ნელა, აუჩქარებლად, რადგან გრავიტაციული ძალები, რომლებიც იზიდავს ნაწილაკებს ცენტრში, ჯერ კიდევ ძალიან სუსტია. გარკვეული პერიოდის შემდეგ, როდესაც გლობული უფრო პატარა ხდება და გრავიტაციული ველი იზრდება, დაცემა უფრო სწრაფად იწყება. მაგრამ გლობული უზარმაზარია, არანაკლებ სინათლის წლის დიამეტრით. ეს ნიშნავს, რომ მანძილი მისი გარე საზღვრიდან ცენტრამდე შეიძლება აღემატებოდეს 10 ტრილიონ კილომეტრს. თუ გლობულის კიდიდან ნაწილაკი ცენტრისკენ 2 კმ/წმ-ზე ოდნავ ნაკლები სიჩქარით დაიწყებს ვარდნას, მაშინ ის ცენტრს მიაღწევს მხოლოდ 200 000 წლის შემდეგ.

ვარსკვლავის სიცოცხლის ხანგრძლივობა დამოკიდებულია მის მასაზე. ვარსკვლავები, რომელთა მასა მზეზე ნაკლებია, ატომური საწვავის რეზერვებს ძალიან იშვიათად იყენებენ და შეუძლიათ ათობით მილიარდი წლის განმავლობაში ბრწყინავდნენ. ჩვენი მზის მსგავსი ვარსკვლავების გარე ფენები, რომელთა მასა არ აღემატება მზის მასას 1,2-ჯერ, თანდათან ფართოვდება და, საბოლოოდ, მთლიანად ტოვებს ვარსკვლავის ბირთვს. გიგანტის ადგილას პატარა და ცხელი თეთრი ჯუჯა რჩება.